Mulighed 17.
1. For krystallinske modifikationer af titan skal du bestemme koordinationsnumrene og udregne stablingskoefficienterne. Forklar hvorfor titanium er en god karbiddanner?
Titan - Ti findes i to krystallinske modifikationer: α-Ti med et sekskantet tætpakket gitter, β-Ti med kubisk kropscentreret pakning, temperaturen af den polymorfe transformation α↔β er 882 °C.
Lavtemperatur polymorf modifikation af titanium -Ti Det har tætpakket sekskantet gitter (HPU).
Så Ti (22) er en stærkere karbiddanner end Fe (26), til gengæld er zirconium (40) stærkere end Tc (43).
2. Forklar hvilken indflydelse et metals krystalstruktur har på dets duktilitet. Illustrer glidesystemer til O.C.C.
Under deformation ved glidning bevæger en del af krystallen sig i en bestemt retning i forhold til en anden langs et krystallografisk plan (fig. 4). Planet og glideretningen danner et glidesystem.
3. Tegn et fasediagram af jern - jerncarbid, angiv de strukturelle komponenter i alle områder af diagrammet, beskriv processerne for krystallisation og transformationer i fast tilstand for en legering indeholdende 3,1 % C, skriv fasereaktioner for disse processer, der angiver sammensætninger af de reagerende faser og temperaturområdetransformationer, tegn et diagram over kølekurven for en given legering og retfærdiggør dens udseende ved hjælp af fasereglen. Hvad er strukturen af denne legering ved stuetemperatur og hvad hedder denne legering?
Primær krystallisation af legeringer af jern-carbon-systemet begynder ved at nå temperaturer svarende til ABCD-linjen (liquidus-linjen) og slutter ved temperaturer, der danner AHJECF-linjen (solidus-linjen).
Når legeringer krystalliserer langs AB-linjen, frigives krystaller af en fast opløsning af kulstof i α-jern (δ-opløsning) fra en flydende opløsning. Krystalliseringsprocessen af legeringer med et kulstofindhold på op til 0,1 % ender langs AN-linjen med dannelsen af en α (δ) fast opløsning. En peritetisk transformation sker på HJB-linjen, som et resultat af hvilken en fast opløsning af kulstof i y-jern, dvs. austenit, dannes. Processen med primær krystallisation af stål ender langs AHJE-linjen.
4. Tegn et diagram over den isotermiske omdannelse af austenit til U8 stål. Tegn kurven for den isotermiske behandlingstilstand på den, og sørg for en hårdhed på 25 HRC. Angiv, hvad denne tilstand kaldes, og hvilken struktur der opnås i I dette tilfælde.
Normalisering er opvarmning af hypoeutectoid stål til en temperatur over Ac3, og hypereutectoid stål - over Acm med 50 - 60 ° C, efterfulgt af afkøling i luft.
5. Efter bratkøling af kulstofstålet opnåedes en struktur bestående af ferrit og martensit. Tegning af en ordinat på jern-cementit-fasediagrammet svarende til sammensætningen af et givet stål (ca.), angiver opvarmningstemperaturen til bratkøling, der er anvendt i dette tilfælde. Hvad kaldes denne type behandling? Hvilke transformationer skete, når stål blev opvarmet og afkølet?
Hvis hypoeutectoid stål opvarmes over Ac1, men under Ac3, vil der i dets struktur efter bratkøling sammen med martensit være sektioner af ferrit. Tilstedeværelsen af ferrit som en blød komponent reducerer stålets hårdhed efter bratkøling. Denne form for hærdning kaldes ufuldstændig. Hun yder godt mekaniske egenskaber og stempling.
Figur 8.
Delvis hærdning af St3 stål udføres ved en temperatur på 800 °C. Ved opvarmning omdannes perlit til austenit. Ved opvarmningstemperatur er strukturen således austenit + ferrit.
6. Tildel en tilstand for termisk og kemisk-termisk behandling af et gear lavet af 20X stål med en tandhårdhed på 58...62 HRC. Beskriv mikrostrukturen og egenskaberne af tandoverfladen og -kernen efter varmebehandling.
20X stål anvendes til fremstilling af let belastede tandhjul med høj overfladehårdhed, hvor lav styrke af kernen, dvs. gear, der arbejder under normale slid- og stødforhold, er acceptabelt. For at opnå det nødvendige sæt driftsegenskaber (høj slidstyrke af overfladen med en tilstrækkelig høj udmattelses-bøjningsstyrke af tanden), karbureres 20X stål til en dybde
0,8-1,2 mm, hærdning og efterfølgende lav temperering. Formålet med karburering og efterfølgende varmebehandling er at give overfladelaget høj hårdhed og slidstyrke.
7. Som følge af varmebehandling skal fjedrene opnå høj elasticitet. 70SZA stål blev valgt til deres fremstilling. Angiv sammensætningen og bestem stålgruppen efter formål. Tildel og begrund varmebehandlingsregimet, og forklar effekten af legering på de transformationer, der sker under varmebehandling af et givet stål. Beskriv fjedres opbygning og egenskaber efter varmebehandling.
Stål 70SZA – strukturelt fjederstål forbedret kvalitet. Dens sammensætning er angivet i tabel 1.
Tabel 1. – Sammensætning af fjederstål, % (GOST 14959-79).
Ved legering er det muligt at øge tempereringstemperaturen (over området for udvikling af irreversibel tempereringsskørhed), hvilket giver mulighed for, sammen med høj modstand mod små plastiske deformationer, at opnå god duktilitet og sejhed.
8. Til fremstilling permanente magneter EX legering blev valgt med et tværsnit på 50×50 mm. Angiv sammensætningen og gruppen af legeringen i henhold til dens tilsigtede formål. Tildel et varmebehandlingsregime, giv dets begrundelse og beskriv legeringens struktur efter behandlingen. Forklar hvorfor U12 stål ikke kan bruges i dette tilfælde.
Materialer til permanente magneter kræver en høj værdi af koercivitet og resterende induktion, såvel som deres konstanthed over tid. Hvile magnetiske egenskaber for denne gruppe af legeringer praktisk betydning Har ikke.
EX stål er et magnetisk hårdt kromstål. Dens sammensætning er angivet i tabel 3.
Historien om opdagelsen af titanium uforudsigelig og meget spændende. Hvem tror du opdagede titanium? Muligheder:
- Videnskabsmand.
- Erfaren mineralog.
- Skovmand.
- Præst.
Titan åbnede og fandt britisk præst i 1791 i Menaquin-dalen (placering vist nedenfor på Google-kort):
Hvordan opdagede præsten William Gregor titanium?
Mineralogi var ikke et præstefag. Det var mere som en hobby, en passion. Opdagelsen af titanium er en stor succes og den mest fremragende handling i Gregors liv. Han opnåede titanium takket være mørkt sand, som han opdagede nær en lokal bro i Menakin-dalen. Gregor blev interesseret i sandets magnetisme, der ligner antracit, og han besluttede at udføre et eksperiment på fundet i sit mini-laboratorium.
Præsten nedsænkede en prøve af det fundne sand i saltsyre. Som et resultat blev den lyse del af prøven opløst, og kun mørkt sand var tilbage. Derefter tilføjede William svovlsyre til sandet, som opløste resten af prøven. Da han besluttede at fortsætte eksperimentet, opvarmede Gregor opløsningen, og den begyndte at blive uklar. Resultatet var noget som limemælk:
Gregor var overrasket over ophængets nuance, men ikke nok til at drage dristige konklusioner om opdagelsen af et nyt element Ti. Han besluttede at tilføje mere syre H2SO4, men uklarheden forsvandt ikke. Derefter fortsatte præsten med at opvarme suspensionen, indtil væsken var fuldstændig fordampet. Forblev på hendes sted Hvidt pulver:
Det var da, William Gregor besluttede, at han havde at gøre med en for ham ukendt type kalk. Han ombestemte sig straks efter at have kalcineret pulveret (opvarmning til 400 grader Celsius og derover) - stoffet blev gult. Ude af stand til at identificere opdagelsen tilkaldte han hjælp fra sin ven, som i modsætning til præsten var professionelt involveret i mineralogi. Hans ven, videnskabsmanden Hawkins, bekræftede opdagelsen - dette nyt element!
Dernæst indgav præsten en ansøgning om at åbne elementet. V" Fysisk tidsskrift"Han kaldte den fundne sten "menacanit", det udvundne oxid " menakin" Men selve elementet fik ikke et navn dengang...
Til ære for opdagelsen af titanium blev det installeret på stedet nær broen, hvor William Gregor fandt det "mærkelige" mørke sand mindeplade til ære for åbningen. Senere besluttede præsten at dykke dybere ned i studiet af mineraler og åbnede sit eget Geologisk Selskab i hans hjemby Cornwall. Han fandt også titanium i tibetansk korund og tin i sit hjemland.
Mindeplade:
Hvem gav navnet til metallet Titan?
Martin Heinrich Klaproth accepterede skeptisk artiklen fra " Fysisk tidsskrift"om opdagelsen af menakin. Der blev opdaget mange ting dengang. Det opdagede videnskabsmanden selv Uranus Og Zirkonium! Han besluttede at teste rigtigheden af præstens ord i praksis. Under min søgning opdagede jeg en vis "ungarsk rød skorl" og besluttede at nedbryde den til dens elementer. Som et resultat modtog jeg et hvidt pulver svarende til Gregorovsky. Efter at have sammenlignet tæthederne viste det sig, at dette samme stof.
Præsten og den fremtrædende videnskabsmand opdagede det samme mineral - det var ikke menakin eller scherl, men rutil. Klippen, hvori Gregor fandt det sorte sand, kaldes nu ilmenit. Klaproth vidste, at præsten var den første til at opdage dioxid og gjorde ikke krav på opdagelsen (især da han allerede havde opdaget uran og zirconium). Men det videnskabelige samfund accepterede videnskabsmandens indsats mere end præsten. Det menes nu, at både Gregor og Klaproth var lige involveret og opdagede Titan "sammen" i 1791 (selvom præsten gjorde det først).
Hvorfor blev titanium kaldt det?
I det 18. århundrede havde den franske kemikerskole Lavoisier en enorm indflydelse. Ifølge skolens principper blev nye elementer navngivet ud fra deres nøglefunktioner. Ifølge dette princip kaldte de Oxygen (genereret af luft), Hydrogen (genereret af vand) og Nitrogen ("livløs"). Men Klaproth var kritisk over for dette Lavoisier-princip, selvom han støttede hans andre lære. Han besluttede at følge sit eget princip: Martin kaldte grundstofferne ved mytiske navne, planeter og andre navne, der ikke var relateret til stoffets egenskaber.
Heinrich Klaproth navngav grundstoffet udvundet af rutil Titan. til ære for de første indbyggere på planeten Jorden. Titan Prometheus gav folk ild, og det opdagede metal titanium forsyner nu luftfart, skibsbygning og raketer med råmaterialer til nye opdagelser!
Denne satellit er den største blandt dem, som Saturn har. Titan er også nummer to blandt satellitterne i vores system, næst efter Ganymedes, som kredser om Jupiter. Også Titan-satellitten er det eneste rumobjekt solsystem, undtagen Jorden, som bestemt har flydende vand. Titanium den eneste satellit i vores system, som har en ret tæt atmosfære. Saturns satellit var den første, der blev opdaget blandt denne gasgigants andre måner. Bekræftelse af dens eksistens blev opnået i 1655 under dens opdagelse af den hollandske astronom Christiaan Huygens.
Satellitdimensioner og terrænegenskaber
Rumobjektet, der kredser om Saturn, har en diameter på 5.152 km, hvilket er omkring 50 procent større end Månens. Samtidig overstiger Tatans masse massen af vores naturlige satellit med 80 procentpoint. Saturns satellit er større end planeten Merkur, næst efter den i masse. Med hensyn til tyngdekraften er Titan-satellitten ringere end Jorden, dette tal er kun 1/7 af Jordens. Samtidig er Titans masse lig med 95 procent af vægten af alle gasgigantens måner.
Titan-satellitten er kendetegnet ved en iskold skorpe, der dækker næsten hele overfladen. Organiske sedimenter dækker landskabet. Relieffet er geologisk ungt og fladt, hvis man ikke tager højde for et mindre antal bjergkæder og kratere. Kryovulkaner er blevet opdaget på Titans overflade. På grund af den tætte atmosfære, der omgiver satellitten, har forskerne i lang tid det var ikke muligt at se Titans landskab. Situationen ændrede sig, da Cassini-rumfartøjet ankom til Saturn i 2004.
Atmosfærens sammensætning er overvejende nitrogen samt en lille mængde metan og ethan, hvis tilstedeværelse fører til dannelsen af skyer. De er årsagen til nedbør på satellitten, som falder i flydende eller fast form. Satellittens overflade har en række søer, der er fyldt med metan-ethan sammensætning. Trykket nær overfladen af satellitten er næsten 1,5 gange større end på Jorden. Titans overflade varmer op til -170 grader.
Titans lave temperatur gør det dog muligt at sammenligne den med vores planet, da den var tændt tidlige stadier dannelse. Samtidig er muligheden for at opdage simple former liv på overfladen eller under det, for eksempel i et underjordisk reservoir, hvis forhold er mere behagelige end på satellittens iskolde landskab.
Opdagelsen af Titan-satellitten
Titan blev først opdaget af Christiaan Huygens i 1655. Astronomen og matematikeren blev inspireret af Galileo til at gøre denne opdagelse, så Huygens, assisteret af sin bror, gik i gang med at skabe et teleskop med en blænde på 57 mm. Dens forstørrelse gjorde det muligt at forstørre objekter 50 gange. Det konstruerede teleskop gjorde det muligt for Huygens at observere forskellige planeter i solsystemet. Det var ved Saturn, det lykkedes forskeren at opdage lyst objekt som bestod fuld cirkel omkring gasgiganten over en 16-dages periode.
Efter at have gennemført flere omdrejninger, da planetens ringe praktisk talt ikke havde nogen indflydelse på nøjagtigheden af observationerne, var astronomen i stand til at bekræfte sit fund. Efter dette besluttede videnskabsmanden at kryptere observationen med anagram admovere oculis distantia sidera nostris, vvvvvvvcccrrhnbqx. Et brev med denne linje blev modtaget af John Wallis i juli 1655. Anagrammet blev dechifreret ved hjælp af følgende tekst: "satellitten kredser om Saturn på 16 dage og 4 timer."
Saturns satellit i lang tid havde ikke eget navn. Nogle videnskabsmænd besluttede at kalde det "Huygens satellit." Men efter at Cassini beviste eksistensen af yderligere fire satellitter fra gasgiganten, begyndte månen, Huygens opdagede, at blive kaldt Saturn IV. Denne betegnelse skyldes det faktum, at satellitten indtager den fjerde position fra sin planet. Men allerede i 1789 måtte denne navngivningsmetode afskaffes, da man fandt nye satellitter, hvoraf nogle var tættere på planeten end tidligere opdagede objekter.
Den notation, vi bruger i dag, blev foreslået af John Herschel, søn af den berømte astronom. Han foreslog muligheden for at udpege de syv satellitter fra Saturn, som var kendt på det tidspunkt, med navnene på titanerne fra oldgræsk mytologi.
Rotation af Titans måne
Titans kredsløb er 1.221.870 km. Dette viser, at satellitten er placeret uden for gasgigantens ringe, hvoraf den sidste er placeret i en afstand af ¾ million km fra dens overflade. De nærmeste satellitter er placeret i en afstand af 242 tusinde km og 695 tusinde km fra Titan. Titan og Hyperion er i orbital resonans med et forhold på 3 til 4. Titan formår at flyve fuldstændig forbi Saturns kredsløb på 15 dage og 22 timer, og dens gennemsnitshastighed rotation er inden for 5,57 km/s. Titans kredsløb har en excentricitet på 0,02. Banen har en afvigelse fra gasgigantens ækvator med 0,348 grader.
Som i tilfældet med Månen roterer satellitten synkront med planeten, hvilket skyldes Saturns tidevandskræfter. Dette viser, at satellitten roterer rundt om sin akse og rundt om planeten med samme periode, så Titan altid vender mod Saturn med den ene side. På grund af hældningen af Saturns rotationsakse på 26,73 grader, permanent skiftårstider ikke kun på planeten, men også på satellitterne. Saturn kredser om Solen hvert 30. år. Sidste sommersæson på stedet sydlige halvkugle på Titan sluttede i 2009.
Massecentret mellem satellitten og planeten er kun 30.000 meter fra sit eget centrum. Dette skyldes den enorme forskel i masse mellem kosmiske legemer. Af denne grund har Titan praktisk talt ingen indflydelse på planeten.
I lang tid kom astronomer til den konklusion, at satellitten har en diameter på 5550 km. I dette tilfælde kan det blive den første blandt satellitterne i solsystemet. Imidlertid demonstrerede Voyager 1-forskningskøretøjet, som tog billeder af satellitten, tilstedeværelsen af en atmosfære med høj tæthed, som tidligere ikke tillod os at bestemme størrelsen af satellitten nøjagtigt.
Med hensyn til dens diameter, masse og tæthed ligner satellitten Jupiters måner - Ganymedes og Callisto. Titans masse er 4/5 af Månens, og dens radius er halvdelen af Jordens naturlige satellit. Satellitten har en gennemsnitlig tæthed på 1,88 g/cm³, hvilket er den højeste blandt Saturns andre måner. I dag fortsætter debatten om, hvordan Titan blev dannet. Var der en påvirkning af støvskyen, hvorfra gaskæmpen blev dannet, eller blev Titan tiltrukket af planetens tyngdekraft allerede mere end sen periode. Det er takket være sidstnævnte teori, at det er muligt at forklare, hvorfor massen er fordelt så ujævnt blandt Saturns satellitter. Titanium er ret stort i størrelsen, så det er i stand til at holde en høj kernetemperatur, hvilket sikrer geologisk aktivitet.
Satellitten er en kugle, der er 50 % is og yderligere 50 % is. klipper. Sammensætningen af månens struktur gør, at den stort set ligner Ganymedes, Callisto eller Triton. Samtidig er dens forskel fra de angivne måner strukturen af den tætte atmosfære.
Titan svarer i størrelse til Merkur eller Ganymedes, men den har også en enorm atmosfære, der er op til 400 km tyk. Moderne forskning tyder på, at det er sammensat af nitrogen, som er til stede i atmosfæren i et niveau på 95 procent. Derfor er trykket på satellittens overflade 1,5 gange højere end jordens atmosfære. Metan, som er i atmosfæren, kan udløse processen med fotolyse i det øverste lag. Saturns satellit er den eneste blandt dem, der er til stede i solsystemet, hvis relief ikke kan ses ved hjælp af den optiske rækkevidde.
I dag kl videnskabeligt samfund Der var ikke tid til en konsensus om, hvor Titans atmosfære kom fra. Der er flere forskellige teorier, som hver især står over for alvorlige modargumenter. En mulighed overvejer muligheden for, at satellitten oprindeligt havde en ammoniakatmosfære. Men over tid skete en proces med afgasning af Titan, som blev aktivt assisteret af ultraviolet stråling. Under dens indflydelse blev ammoniakatmosfæren nedbrudt til nitrogen og brint, som efterfølgende blev til N2- og H2-molekyler. Nitrogen har stor masse, sank lavere, og brint begyndte at undslippe ud i rummet på grund af satellittens lave tyngdekraft.
Men videnskabsmænd, der ikke støtter denne teori, bemærk, at en sådan proces kun kan forekomme, hvis rumobjektet har en høj temperatur for at sikre processen med differentiering af det indre til hård kerne og isdække. Men dataene opnået fra Cassini-rumfartøjet viser, at strukturen af Titan ikke har en klar opdeling i lag.
Ifølge en anden teori kunne bevarelsen af nitrogen være forbundet med den periode, hvor satellitten netop var på dannelsesstadiet. Men i dette tilfælde skulle der være argon-36 i atmosfæren, som deltog i dannelsen af planeter og satellitter i solsystemet. Men forskning viser, at denne isotop er til stede i små mængder.
En af publikationerne i tidsskriftet Nature Geoscience indeholder en artikel med teorien om, at Titan modtog sin atmosfære på grund af et intenst kometbombardement, der fandt sted for over 4 milliarder år siden. Som anført af forfatterne af teorien, er dannelsen af nitrogen fra ammoniakatmosfæren mulig, når kroppe rammer satellittens topografi. Sådanne kollisioner sker med høj hastighed, og de steder, hvor kometer falder, stiger temperaturen markant, og trykket stiger også mange gange. Af denne grund bliver den nødvendige reaktion mellem elementerne mulig. For at teste deres teori brugte videnskabsmænd laserpistoler til at bombardere frossen ammoniak med guld- og platinprojektiler. Under forsøget var det muligt at påvise, at ammoniak i kollisionsøjeblikket nedbrydes til dets bestanddele i form af brint og nitrogen. Forskere har konkluderet, at intensivt bombardement af månens overflade i oldtiden førte til frigivelsen af 300 quadrillioner tons nitrogen. Denne mængde substans, mener de, er nok til at skabe eksisterende atmosfære satellit
Nylige undersøgelser af tabet af satellittens atmosfære sammenlignet med det oprindelige niveau blev muliggjort ved at sammenligne nitrogenisotoper. Deres forhold er cirka 4 gange højere end på vores planet. Dette viser, at niveauet af Titans oprindelige atmosfære var cirka 30 gange større, end det er i dag. Denne konklusion blev nået, fordi den lille masse af 14N isotopen skulle føre til dens hurtige tab.
Titans atmosfære er omkring 10 gange højere fra dens overflade end Jordens atmosfære. Især troposfæren er på et niveau på 35 km. Tropopausen ligger op til 50 km fra overfladen. I dette lag forbliver temperaturregimet stabilt, hvorefter konstant opvarmning af atmosfæren begynder. Nær planetens overflade registreres temperaturen til -180 grader Celsius, men når den stiger fra overfladen, stiger den og når -121 grader. Strukturen af satellittens ionosfære er meget mere kompleks end Jordens. Dens vigtigste massiv er noteret på et niveau på 1200 km over overfladen. Det videnskabelige samfund var ret overrasket over opdagelsen af det andet lag af ionosfæren, der ligger i en afstand af 40-140 km over overfladen.
De eneste kroppe i solsystemet, der har en tæt atmosfære og fantastisk indhold nitrogen, fungerer som en satellit for Saturn og Jorden. Sammensætningen af Titans atmosfære er cirka 98 procent nitrogen og kun mindre end to procent metan og argon. Under forskningen var det muligt at påvise diacetylen, methylacetylen, cyanoacetylen, helium og andre komponenter. Men Titans atmosfære er praktisk talt blottet for fri ilt.
Saturns satellit har stort set ingen magnetfelt, så atmosfæren er konstant påvirket solvinde. Samtidig ødelægges det af kosmisk og solstråling, hvilket fører til nedbrydning af nitrogen og metan til kulbrinteradikaler. Ud fra disse elementer skabes en serie komplekse forbindelser, som omfatter benzen.
Titans overflade har en temperatur på -180 grader. Den tætte og uigennemsigtige atmosfære betyder, at temperaturforskellen mellem ækvator og polerne er ubetydelig. Sådan lav temperatur kombineret med højt tryk tillader ikke isdækket at smelte, så der er meget lidt væske i atmosfæren. Høje lag viser betydeligt metanindhold. Dens tilstedeværelse burde have forårsaget de processer, der udløste Drivhuseffekt, hvilket ville hæve temperaturen på Titan. Men Titan er indhyllet i en orange tåge, der indeholder molekyler af organiske forbindelser, hvilket fører til absorption solstråler. Kun mennesker kan passere gennem denne tåge infrarøde stråler, derfor er der skabt betingelser på Titan for en anti-drivhuseffekt, som forhindrer temperaturen over overfladen i at stige.
Vindstødene på satellitten er ikke kraftige nok. Vindhastigheder på 0,3 m/s observeres normalt. På høj højde vindretningen kan ændre sig. I en afstand af 10 km fra overfladen tiltager vinden markant. Her kan vindstødshastigheden være 30 m/s, så der opstår differentiel rotation. Da man nåede en højde på 120 km over satellitten, blev der noteret et højt turbulensniveau. Sådanne data blev indhentet tilbage i 1980'erne, da den første Voyager blev sendt til Saturn. Men den mest forbløffende opdagelse var, at der i en højde af 80 km over overfladen af satellitten er en rolig zone. Det her utroligt fænomen forbliver uden forklaring.
De oplysninger, der blev opnået under nedstigningen af Huygens-sonden, blev brugt til at skabe en model af bevægelsen af atmosfærisk masse over satellitten. Efter beregningerne opnåede forskerne en Hadley-celle. Det er kendetegnet ved, at varm luft om sommeren overføres fra syd til nord, hvor den efter afkøling vender tilbage til sydsiden. Perioden med cirkulationsændring sker en gang hvert 14,5 år.
Skydække på Titan
På grund af kondenseringen af metan i en højde af flere titusinder af kilometer dannes der skyer. Ifølge de data, som Huygens var i stand til at opnå, stiger den relative luftfugtighed af metan afhængigt af højden. Ved overfladen er dens værdi inden for 45%, og i en højde på 7-8 km stiger den til 100%. Samtidig sker der et fald i metanindholdet i omvendt rækkefølge. I en højde af 16 km blev der observeret sjældne skyer, som består af metan og nitrogen. Frost kan konstant falde på Titans overflade, hvilket kompenseres for ved fordampning.
Mens den fløj over Titans overflade i 2006, fangede Cassini-rumfartøjet tilstedeværelsen af en enorm sky placeret i en højde af 40 km. Forskere har længe kendt til metans evne til at danne skyer, men i dette tilfælde var ophobningen af gas repræsenteret af ethan, da partikelstørrelserne indikerede det. Derudover er det ethan, der kan kondenseres i sådan en højde. Også rumsonde fundet skyer over polen, som er repræsenteret af metan, ethan og andre organiske forbindelser. Skyens diameter var 2400 km. Skyen blev fotograferet igen en måned senere, da Cassini-sonden mødte den igen samme sted. Forskere gør den antagelse, at det i det øjeblik regnede eller sneede over satellittens pol, hvis temperaturen var lav nok.
På forskellige tidspunkter blev skyakkumuleringer registreret over den sydlige halvkugle. De besatte cirka 1 procent af overfladen, men dette tal kunne stige til 8 procent. Forskellene kan forklares med, at det på det tidspunkt var sommersæsonen i den sydlige del af satellitten, så atmosfæren blev opvarmet der. I et sådant tilfælde observeres metans evne til at danne skydække, selvom ethan-fugtighedsniveauet er 100 %. I september 2010 begyndte forskere at analysere billeder fra Cassini-rumsonden, hvorefter de konkluderede, at der til tider forekommer kraftig regn i den ækvatoriale del af Titan. Som bekræftelse af deres teori citerer de et højt niveau af robusthed, som kun observeres med flodstrømme.
Under observationer var det muligt at fastslå, at overskyethed på Titan er bestemt af breddegrad. På høje breddegrader er der om vinteren ofte klynger af permanente skyer, der dannes over troposfæren. På lave breddegrader er skyer placeret på et niveau på 15 km, så deres størrelser forbliver små og er ikke konstante. Langtidsobservationer bag satellitten fra Jordens overflade viser årstidens uklarhed i Titans atmosfære. I løbet af fuld omgang Saturns kredsløb om Solen, som tager 30 år, tager 25 år for skyer at danne sig på dens satellit, hvorefter de forsvinder fra atmosfæren i 5 år, for så at dannes igen, da cyklussen begynder at gentage sig.
Radarbilleder af Titan taget i 2006 viser tilstedeværelsen af bjergkæder på dens overflade. Deres højde overstiger ikke 1 km. Forskerne var også i stand til at bemærke dale med adskillige flodsenge, der strømmer fra bakkerne. De mørke pletter vist på billederne er normalt forbundet med tørre søer. Eksperter bemærkede tilstedeværelsen af betydelig erosion af højderyggene. På grund af strømmene flydende metan, som løber ud på overfladen i perioden kraftige regnskyl, kunne huler dannes i bjergkæder. En usædvanlig genstand kaldet Hotei Arcus blev opdaget nær Xanadu. Dens egenskab er dens buede form, såvel som objektets høje lysstyrke. Måske fungerer objektet som et aktivt vulkansk område, eller der er store forekomster af et bestemt stof placeret her. I dag er det ikke muligt at fastslå den nøjagtige betydning af denne opdagelse.
Ved satellittens ækvator er der den lyse region Adiri, hvor bjergkæder, hvis højde når flere hundrede meter. Forskere udelukker ikke muligheden for at opdage en stor bjergkæde på overfladen af den sydlige halvkugle, hvis længde er 150 km. Mithrim-bjergene har en top, hvis højde er mere end 3,3 km. Alle disse opdagelser bekræfter tektoniske processer, hvilket førte til dannelsen af satellittens relief.
Satellittens overflade er ret glat. Variation i højden er tilladt, ikke over 2 km. Men der er også lokale store højdeændringer, som fanges af de stereobilleder og radardata, som Huygens var i stand til at skaffe. Der er mange stejle skråninger på overfladen af satellitten. Deres tilstedeværelse kan betragtes som bevis på konstante erosionsprocesser, hvor væske og vind er involveret. Tilgængelighed nedslagskratere på overfladen af satellitten er bekræftet, men der er en hel del af dem. Årsagen til vanskeligheden ved at identificere dem er den hurtige fyldning af kratere med sediment samt effekten af vinderosion. Kontrasten i landskabet aftager, når du nærmer dig polerne.
Der er fundet mørke områder på Titans overflade, der i størrelse svarer til Xanadu. De er inde ækvatorial zone, så forskere i første omgang associerede dem med metanhave. Takket være radarundersøgelser var det muligt at bemærke, at mørke pletter næsten altid dækker rækker af klitter, der strækker sig i retning af den fremherskende vind.
Tilstedeværelsen af en mørk skygge af lavlandet forklares normalt af det faktum, at på disse steder stor klynge støv, der falder fra atmosfæren og skylles væk af nedbør i lavlandet. Det er muligt, at støvet kan være blandet med isflis.
Metanfloder og Titansøer
Forskere har overvejet muligheden for søer fyldt med flydende metan på Titan i mange år. Men for første gang blev en sådan hypotese bekræftet under Voyager-ekspeditionen. Rumfartøjer har demonstreret tilstedeværelsen af en tæt atmosfære af en bestemt sammensætning og det nødvendige temperatur regime, som giver dig mulighed for at gemme flydende tilstand metan Allerede i 1995 var det takket være Hubble-teleskopets arbejde muligt at få oplysninger om, at der på satellittens overflade er flere søer fyldt med metan. Lanceringen af Cassini-programmet, som fandt sted i begyndelsen af 2004, gjorde det muligt at udføre en mere detaljeret undersøgelse af Titans overflade. Flere planlagte forbiflyvninger af Titan gav oplysninger, der bekræftede hypotesen. I første omgang overvejede forskerne muligheden for at få data fra lysets refleksion, men refleksioner fra satellittens overflade blev aldrig registreret. Først i 2009 sendte enheden oplysninger til Jorden om registrering af refleksionen af solstråler fra en glat overflade. Det viste sig at være en sø fyldt flydende stof. Dette var den første pålidelige bekræftelse af hypotesen.
Tidligere, i det polare område af Titan, havde et automatisk apparat allerede registreret en flad overflade med god absorption, som var forbundet med ethan- eller methansøer. Tilbage i 2005 opdagede Cassini-udstyret en mørk zone på overfladen med tydelige grænser. Det er også blevet identificeret som en flydende sø. Anlægget hedder nu Ontario. Under en radarundersøgelse af Mezzoramia-regionen var det muligt at opdage en udviklet flodsystemet, kystlinje som viste tegn på alvorlig erosion. Flodlejet var dækket af væske, eller det strømmede igennem det for relativt nylig.
I 2007 fløj Cassini over Nordpolen og registrerede gigantiske søer, hvoraf den største blev kaldt Krakenhavet. Dens dimensioner oversteg 1000 km i længden, og området af reservoiret er identisk med Det Kaspiske Hav.
Senere fandt videnskabsmænd, mens de studerede billeder fra Cassini i 2004-2008, et objekt, der lignede en sø. Dens dybde når en meter, og den er placeret i satellittens ørkenområde. Detektion af objektet ville ikke have været muligt uden brug af infrarød billeddannelse under rumfartøjsudforskning. Søens længde er 60 km, og dens bredde er 40 km. Ud over denne sø lykkedes det os at finde yderligere fire objekter, der ligner formen af sumpe, der kan findes på Jordens overflade.
Baseret på de oplysninger, som Cassini var i stand til at indsamle, såvel som en computermodel, var forskerne i stand til at bestemme følgende sammensætning af væskereservoirer - ethan (76%), propan (8%), metan (10%). Fra andre undersøgelser kan det bemærkes, at hovedelementerne i stoffet, der fylder søerne, er metan og ethan. Reserverne af gasser, der fylder søerne på overfladen af Titan-satellitten, er mange gange større end mængden af olie eller gas på vores planet. Tidligere har eksperter fra NASA gjort den antagelse, at der under visse forhold endda kan observeres flydende isflager på søerne ved Saturns måne. Sådanne isfragmenter skal indeholde mindst fem procent gas, for at de kan forblive over søens overflade.
Den største ophobning af vandmasser på Titans overflade svarer til nordpolen, og mod syd er de praktisk talt fraværende. Denne tendens forklares af de klimatiske forhold på Titan. Hver sæson varer i gennemsnit cirka 7 jordår. I løbet af denne periode kan stoffet, der fylder reservoirerne, fordampe i den ene halvkugle og dukke op igen i den anden.
Under Huygens nedstigning til Titan var det muligt at fange en række billeder, hvor lyse områder i form af bakker er tydeligt synlige, der skærer kanalerne, der stammer fra deres mørke område. Landingen af apparatet er sandsynligvis sket på en mørk overflade, da der var et hårdt terræn nedenunder. Jorden, der var placeret ved enhedens landingssted, lignede sand. Dens sammensætning kan omfatte knust is blandet med kulbrinter. Jordfugtighed kan ændre sig under påvirkning af faldende frost.
Billeder fra Titans overflade viser mange sten med rund form. Tilsyneladende er de repræsenteret af isblokke. Stenene kunne have fået deres form gennem væskens langvarige virkning på dem. Forskere antyder, at ved ækvator, hvor Huygens landede, kan udtørring af søer kun være midlertidig og sæsonbestemt.
Kryovulkanisme på Titan
Titan har en række klare tegn på, at dens vulkanske aktivitet fortsætter den dag i dag. Det har længe været bemærket, at de fleste vulkaner har lignende træk, men silikatvulkaner, som findes på den anden, tredje eller fjerde planet fra Solen, er ikke blevet fundet på Titan. Titan har kryovulkaner, hvis udbrud sker med deltagelse af en ammoniakblanding, som inkluderer indeslutninger af kulbrinter.
Oprindeligt blev vulkanisme på Titan forudsagt på grund af opdagelsen af isotopen argon-40 i dens atmosfære. Dens dannelse sker kun under radioaktivt henfald. Efter at have sendt Cassini-missionen til Saturn, var forskerne i stand til at finde kilder til metan, som i deres struktur ligner kryovulkaner. På samme tid, indtil nu ingen andre kilder til denne gas er blevet opdaget på Titans overflade, er det almindeligt accepteret, at fyldningen af satellittens atmosfære med den er leveret af kryovulkaner.
Samtidig har astronomer længe bemærket lyse objekter, der er midlertidige. Men de viste sig at være for lange til at blive klassificeret som normale vejrfænomen. Ifølge eksperter er det steder, hvor en af de aktive kryovulkaner er aktivt i udbrud.
Vulkanisme på Titan, som på planeterne, er forbundet med radioaktivt henfald, der opstår dybt i rumobjektets tarme. På Jorden er magma smeltet sten, der har en lavere tæthed end jordskorpen. Det er derfor, der opstår udbrud på planetens overflade. Men på Saturns måne er tingene anderledes. Densiteten af ammoniak er væsentligt højere end densiteten af frossen is. Af denne grund skal kryovulkaner bruge mere energi for at bryde ud til overfladen. Ifølge forskere kan denne mængde energi opnås på grund af den tidevandseffekt, som gasgiganten har på Titan.
Mulig intern struktur af Titan
Forskere er kommet til den konklusion, at Titan har en solid kerne. Dens sammensætning er repræsenteret af klipper, dens diameter er 3400 km. Kernen er omgivet af lag af is. Den yderste del af Titans kappe består af is med metanhydrat, og indeni er der tæt komprimeret is. Mellem dem er der et lag, der indeholder flydende vand.
Som med andre gaskæmpemåner er Titan udsat for kraftige tidevandskræfter, der opstår under tektonisk aktivitet. Tidevandsvirkning gør det muligt at opvarme kernen og sikre det ønskede niveau af vulkansk aktivitet.
Muligt underjordisk hav af Titan
Nogle forskere er tilbøjelige til at betragte den hypotetiske mulighed for et flydende hav placeret under Titans overflade for at være ret sandsynlig. På grund af den kraftige tidevandspåvirkning, der kommer fra Saturn, kan kernen varme op til helt store værdier at holde vandet under overfladen i flydende tilstand.
Forskere anser billeder leveret af Cassini-rumfartøjet for 2005-2007 for at være bevis på denne teori. Man kan se på dem, at reliefelementerne gradvist forskydes. Over to år udgjorde forskydningen mere end 30 km. Da Titan roterer synkront med Saturn, kan et sådant fænomen kun forklares ved, at der under satellittens ydre skorpe er en væske, der adskiller den fra hovedmassen kosmisk krop.
Ifølge antagelserne fra en gruppe videnskabsmænd kan væsken indeholde et ret højt niveau af ammoniak. Det er dette, der udfører funktionerne som frostvæske, hvilket forhindrer vandet i at fryse. Med andre ord sænker den sin frysetærskel. Hvis vi tager hensyn højt tryk, som Titans skorpe udøver, så kan dette overvejes yderligere mulighed for tilstedeværelsen af et hav under Titans isdække.
Ved at bruge data opnået under Cassini-missionen kan der meget vel være et flydende hav under Titans skorpe, i en dybde på op til 100 km. Der skal være i vandet et stort antal af salt. Det nye eksperiment, hvis resultater blev offentliggjort i 2014, er baseret på gravitationelle tegninger af Titan. Med dens hjælp har forskere bevist, at væsken i havet under måneskorpen kan have en høj tæthed og et utroligt niveau af saltholdighed. Vi kan tale om ægte saltlage, som indeholder en masse salte, natrium, kalium og svovl.
I forskellige dele af satellitten kan havets forekomst variere. På nogle punkter kan vand fryse, hvilket fører til en intern opbygning af en isskorpe, men væskelaget har praktisk talt ikke direkte adgang til overfladen nogen steder. Tak til højt niveau saltindhold, er muligheden for livdanning i havet udelukket kendt af menneskeheden form.
Sæsoner på Titan
Mærkeligt nok, men på Titan, som på Jorden, er der bestemte tidspunkterårets. Når gasgiganten bevæger sig rundt om stjernen, skifter årstiderne på dens satellit. Til tider kan en storm også observeres på satellittens overflade. På grund af opvarmningen fra solens stråler begynder der at blive genereret en opadgående luftstrøm, hvilket fører til alvorlig konvektion. Men i modsætning til forholdene på Jorden har Titan tættere skyer, der er meget forskudt i breddegrad. På Jorden bevæger de sig næsten ikke mod polerne.
Observationer og studier af Titan
Før Pioneer 11-flyvningen ud i rummet, kunne Titan kun observeres fra Jordens overflade. Først i 1979 kom denne enhed ind i planeten Saturns kredsløb og begyndte at måle selve planeten og dens måner.
Før dette hævdede videnskabsmanden José Comas Sola i 1907, at han havde været vidne til, at kanten af satellittens disk blev mørkere, hvilket gjorde det muligt for ham at se flere lyspunkter i midten. Titans atmosfære blev opdaget af Gerard Kuiper i 1943. Saturns måne kan ikke ses uden specielt udstyr. Men det kan ses selv med et amatørteleskop kl gunstige omstændigheder. Synlig størrelse for denne kosmiske krop er inden for +7,9.
Det rumfartøj, der først fløj nær Titan, var Pioneer 11. Hans mission var at studere gasgiganterne i vores system - Jupiter og Saturn. Allerede i september 1979 kunne rumsonden sende den første serie billeder af Titan. Informationen modtaget fra enheden gjorde det muligt at forstå, at Titan ikke er egnet til livet på grund af dens for lave temperatur. Fotografierne, som denne sonde leverede, var af lav kvalitet, så de tillod os ikke at begynde en detaljeret undersøgelse af Titan.
Betydelige fremskridt blev kun opnået takket være Voyager-missionen. I 1980 var missionens første køretøj kun 5.600 km fra satellittens overflade, men de fotografier, der blev taget, var ret slørede og manglede detaljer. Årsagen til dette var atmosfæren, som konstant forstyrrede undersøgelsen af satellitten. Rumfartøjet var kun i stand til at give yderligere oplysninger om satellittens størrelse.
Den anden enhed nåede gasgiganten i 1981. Dens mål var Uranus, og nær Saturn var den i gang med manøvrer for sin videre flyvning, så den gav stort set ingen data om Titan. Udseendet af de første billeder af høj kvalitet, der gjorde det muligt at lære om satellittens struktur, fandt sted i 1990, da Hubble blev opsendt. De resulterende billeder blev taget ved hjælp af det infrarøde spektrum, og de var i stand til at bemærke flere skyer af metan med organisk smog. Tilstedeværelsen af en tydelig kontrast mellem de mørke og lyse områder af Titan gjorde den unik i solsystemet. Hubble var ikke i stand til at opdage de sædvanlige kraterområder på Titans overflade. Det blev antaget, at de lysere områder er placeret over de mørkere. Også deres sammensætning var anderledes. Det er blevet foreslået, at strukturen af de lyse områder repræsenterer is, mens de mørke områder repræsenterer sten eller organisk materiale.
I 1997 gik Cassini-rumfartøjet, som blev udviklet i fællesskab af NASA og ESA, til Titan-satellitten. Den blev skabt for at studere gasgiganten. Også stor opmærksomhed blev givet til dens måner. Det var denne enhed, der fik titlen på den første kunstige satellit, der dukkede op ved Saturn. Det var oprindeligt meningen, at den automatiske enhed skulle fungere over en fireårig periode.
Cassini-sonden nåede sikkert gasgigantens kredsløb allerede i 2004. For første gang fløj den i nærheden af Titans satellit kun 3 måneder efter at have vist sig i dens system. Som det senere viste sig, er det Titan-satellitten, der er det fjerneste rumobjekt, som der nogensinde er foretaget en planlagt landing på. Radarundersøgelsen udført af enheden viste den komplekse struktur af Titans satellit.
I perioden 2006-2008 gennemførte enheden mere end tyve flyvninger over Titan. I denne periode var det muligt at opnå mange billeder, der beviste tilstedeværelsen af søer med flydende stof på overfladen. Senere besluttede eksperter at forlænge missionen for at studere Saturn indtil 2017. Dette gjorde det muligt for Cassini at foretage yderligere 56 forbiflyvninger af Titan.
Adskillelsen af en speciel sonde kaldet Huygens fandt sted i slutningen af december 2004. Den faldt til overfladen af Titan 20 dage efter opsendelsen. Denne sonde er det første apparat skabt af mennesket til at studere andre planeters satellitter. Den hastighed, hvormed sonden sank til overfladen, var 4,5 m/s. Under sin flyvning til overfladen af Titan-satellitten lykkedes det sonden at indsamle en række prøver af dens atmosfære. I en højde af 16 km over overfladen blev der registreret vindstød på 26 km/t. Temperaturen var i starten -202 grader, men steg derefter til -179 grader nær overfladen.
Billeder taget under landing viste komplekst terræn med spor af vandeksponering. Men det mørke område, hvor sonden landede, havde en solid struktur. Billeder taget af Titan-satellitten viser et stort antal afrundede sten i landingszonen. Forskere mener, at dette er en slags småsten.
Planlagte missioner til Titan-satellitten
Fremtidige fælles projekter mellem NASA og ESA vil muliggøre mere detaljeret undersøgelse Saturns systemer. Særlig opmærksomhed vil blive viet til Titan og Enceladus. Ny rumfartøj vil bestå af orbital station og to sonder, der er planlagt til at blive brugt til at studere Titans topografi. I form vil et af nedstigningskøretøjerne være en ballon, som vil være placeret blandt atmosfærens tætte lag. Udviklerne mener, at denne sonde vil være i stand til at flyve mindst én forbi Titans måne.
En speciel flydende enhed vil blive brugt som den anden sonde, som vil blive sænket til overfladen af polarsøen. Udtrykket for dets brug er designet til seks måneders forskning, og rapporten begynder seks timer fra tidspunktet for splashdown. Forresten vil det være det første køretøj af overfladetype, der bruges uden for vores planet. Oprindeligt var den nye mission planlagt til at begynde i 2010. Men et år før den forventede opsendelse udsendte NASA og ESA en meddelelse om forlængelsen af Cassini-missionen, og studiet af Saturn blev udskudt til et senere tidspunkt. Nu hedder startdatoen for programmet 2020. Interessen for Titan er forbundet med planer for rumudforskning i den nærmeste fremtid. Mange astronomer mener, at månens eller Mars-overfladen ikke er egnet til at etablere den første koloni. Men Titan-satellitten ville være en glimrende mulighed for at placere et sådant objekt.
Sandsynlighed for at finde liv på Titan
Som bekendt, gasgiganter og deres måner, som er inden for solsystemet, er placeret uden for den beboelige zone. Af denne grund er chancerne for, at meget avanceret liv udvikler sig på deres overflade, praktisk talt umulige. Forskere udelukker dog ikke muligheden for en sådan rumobjekter simple organismer.
Selvom overfladetemperaturen på Saturns måne er meget lav, er der mange andre faktorer, der påvirker den kemiske udvikling. Takket være den tætte nitrogenholdige atmosfære med organiske forbindelser har forskerne fremragende muligheder for at studere himmellegemer med forhold tæt på beboelige. Af denne grund er Titan-månen et mål for undersøgelse for mange exobiologer, som antyder, at lignende forhold eksisterede på vores planet kl. tidlig stadie dens udvikling. Men hvis temperaturen er for lav, er muligheden for præbiotisk udvikling udelukket.
Stephen Benner, der arbejder ved University of Florida, foreslog, at liv på satellitten kunne have optrådt i søer fyldt med flydende kulbrinter. Metan kan fungere som opløsningsmiddel i levende organismers processer. Det er værd at bemærke, at graden af aggressivitet af metan eller ethan er meget mindre end i vandmiljøet. Dette beviser, at makromolekyler, herunder proteiner og nukleinsyrer, kan stabiliseres i et sådant miljø.
Tilbage i 2010 rapporterede et team af forskere fra NASA, at de var i stand til at finde sandsynlige spor af simple organiske former. De kom til disse konklusioner efter at have analyseret data fra Cassini-rumfartøjet. Mens han studerede, hvordan brint opfører sig på Titan, kom astrobiolog Chris McKay op med ideen om den mulige "vejrtrækning" af de enkleste livsformer. De har en anden struktur end den terrestriske form, når det sædvanlige vand og ilt erstattes af metan og brint.
Baseret på denne teori kan livsmønstre bruge brint i form af gas til strøm. I løbet af deres liv ville der blive dannet metan. Som et resultat ville Titan til sidst løbe tør for acetylen, hvilket får brintniveauerne til at falde. Takket være undersøgelserne udført af Cassini-sonden observeres acetylen slet ikke i atmosfæren, selvom dets tilstedeværelse er obligatorisk på grund af effekten af UV-stråler på satellittens tætte atmosfære.
Baseret på indirekte faktorer bliver det muligt at antage, at brint nær Titans iskolde skorpe også gradvist aftager i volumen. Astrobiolog McKay rapporterer under offentliggørelsen af sin teori, at sådanne observationer ikke er særlig standard, og det er nu meget vanskeligt at give en entydig forklaring på dem. Ifølge ham "beviser dette ikke livets tilstedeværelse, men det er meget spændende." Samtidig udelukkede forskeren ikke muligheden for, at de indhentede data kunne fortolkes forskelligt.
Senere en lang periode Livets udseende på overfladen af Titans satellit er ret forudsigeligt. Om cirka 5-6 milliarder år vil vores Sol udvide sig betydeligt og degenerere til en rød kæmpe, hvorefter overfladetemperaturen på satellitten vil stige over -70 grader. Dette mærke er acceptabelt for havene at fylde med rigtigt vand og ammoniak. Titan vil forblive under lignende forhold i adskillige millioner år, hvor relativt komplekse levende organismer vil dukke op.
Opgaver for 5.-6. klassetrin, 7.-8. klassetrin, 9. klassetrin
Bemærk. Sættet til klassetrin 5-6 indeholder opgave 1-4, sættet til klassetrin 7-8 og 9 indeholder opgave 1-6.
1. Tilstand.
1. Løsning.
1. Tilstand. Hvilke objekter placeret på stjernehimlen i form af konstellationer kan bruges i forskellige lektioner på skolen?
1. Løsning. I matematiktimerne brugte du gentagne gange trekanten og kompasset.
I fysiktimerne brugte du gentagne gange skalaer og ure.
I biologitimerne brugte du gentagne gange Mikroskopet.
I geografitimerne brugte du gentagne gange kompasset.
I arbejdstimerne brugte du gentagne gange pumpen, ovnen, kutteren og nettet.
Og endelig, i astronomitimerne kunne du nemt bruge oktanten, sekstanten, teleskopet og også lære navnene på alle 88 stjernebilleder.
2. Tilstand. Månen kulminerede klokken 15.00 lokal tid. Tegn hendes fase på den dag.
2. Løsning. Månen kulminerede omkring 3 timer senere end Solen. Hvis dette var den øverste kulmination, så voksede Månen, cirka halvvejs mellem nymånens faser og det første kvartal. Når den observeres fra Jordens nordlige halvkugle, vil den have form som en segl med horn rettet mod venstre (figur -en), når de observeres fra den sydlige halvkugle, vil hornene pege mod højre. Hvis klimakset var lavere, så var det en defekt måne midt mellem fuldmånen og det sidste kvarter. Når det observeres fra den nordlige halvkugle, vil skaden være til højre (figur b), fra syd - til venstre.
3. Tilstand. To tog tilbage fra samme hastighed mod vest og øst fra punkt A ved solnedgang. Hvilket togs passagerer vil først se solopgangen?
3. Løsning. Daglig bevægelse af Jordens overflade pga aksial rotation rettet fra vest mod øst. Derfor vil hastigheden af et tog på vej mod øst lægges op til hastigheden daglig rotation, hvilket vil reducere varigheden af soldagen observeret fra toget. Passagerer på dette tog vil se solopgangen før passagerer på et andet tog, der går til vestpå, og hvor soldøgnet vil vare mere end 24 timer.
4. Tilstand. Sker det i norden? den arktiske cirkel polardag? polarnat?
4. Løsning. Som bekendt rører sommersolhvervspunktet i polarcirklen (breddegrad ca. +66,6) horisonten ved den nederste kulmination, og vintersolhvervspunktet ved den øvre kulmination. Men lad os huske, at Solen har ret stor vinkeldimensioner Derudover observeres det nær horisonten over sin sande position på grund af virkningen af atmosfærisk brydning. Derfor vil Solen ved midnat den 21. juni samt ved middagstid den 22. december være synlig, selvom den er lavt over horisonten. Det vil sige, at der i polarcirklen er en kort polardag om sommeren, men polarnatten forekommer der ikke om vinteren.
5. Tilstand.
5. Løsning. R M,
i forbindelse med cirkulationsperioden T med følgende forhold:
Forsømmelse af brydning.
3. Løsning. Hastigheden af Jordens daglige bevægelse er rettet fra vest mod øst og er lig med
https://pandia.ru/text/79/095/images/image007_8.gif" width="94" height="39 src=">
det vil sige indtil 25.85 timer. På dagen for forårsjævndøgn vil dagslystimerne vare præcis en halv soldag (hvis der ikke tages højde for brydning), det vil sige, at for en togpassager vil den være 12,93 timer eller 12 timer 56 meter.
4. Tilstand. Den hvide dværg har en masse på 0,6 solmasser, en lysstyrke på 0,001 Solens og en temperatur dobbelt så stor som Solens. Hvor mange gange er det gennemsnitlig tæthed højere end solenergi?
4. Løsning. Som det er kendt, er lysstyrken af en stjerne ifølge Stefan-Boltzmann-loven proportional R 2T 4. Radius hvid dværg med en lysstyrke 1000 gange mindre end Solen og en overfladetemperatur dobbelt så stor som Solens, er i forhold til Solens radius
https://pandia.ru/text/79/095/images/image009_6.gif" width="147" height="41 src=">
5. Tilstand. En heliostationær bane er en cirkulær bane, der ligger i planet for Solens ækvator, med en omdrejningsperiode svarende til den sideriske periode for Solens aksiale rotation (25,4 dage). Find dens semi-major akse.
5. Løsning. Radius af satellittens cirkulære kredsløb R, roterer rundt om en krop med masse M, relateret til cirkulationsperioden T med følgende forhold:
0 " style="border-collapse:collapse;border:none">