Hoiatused hakkasid saabuma 17. augusti varahommikul. Kahe neutrontähe – surnud tähtede tiheda tuuma – kokkupõrkel tekkinud gravitatsioonilained uhtusid Maad. Rohkem kui 1000 füüsikut aLIGOs (Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) tormasid dešifreerima aegruumi vibratsioone, mis pika äikeseplaksuna detektoritest läbi veeresid. Tuhanded astronoomid võistlesid õiguse pärast järelhelendust näha. Kogu segadus hoiti aga ametlikult saladuses. Oli vaja andmeid koguda ja kirjutada teaduslikud tööd. Välismaailm Ma ei pidanud sellest veel kahe kuu jooksul teada saama.
See range keeld pani Jocelyn Reedi ja Katerino Chatzioanou, kaks LIGO koostöö liiget, ebamugavasse olukorda. 17. päeva pärastlõunal pidid nad juhtima konverentsi, mis oli pühendatud küsimusele, mis juhtub kujuteldamatutes tingimustes neutrontähe sisemuses. Ja nende teema oli täpselt see, kuidas kahe neutrontähe ühinemine peaks toimuma. „Läksime vaheajal välja, istusime maha ja vaatasime teineteisele otsa,” ütleb Cal State Fullertoni professor Reed. "Kuidas me siis seda teeme?"
Füüsikud on aastakümneid vaielnud selle üle, kas neutrontähed sisaldavad uut tüüpi ainet, mis tekib siis, kui täht lõhub tavapärase prootonite ja neutronite maailma ning loob uusi interaktsioone kvarkide või muude eksootiliste osakeste vahel. Vastus sellele küsimusele heidaks valgust ka supernoova ümbritsevatele astronoomilistele mõistatustele ja raskete elementide, nagu kuld, ilmumisele.
Lisaks LIGO-ga kokkupõrgete jälgimisele on astrofüüsikud välja töötanud loovaid meetodeid neutrontähe uurimiseks. Ülesanne on välja selgitada selle sisemiste kihtide omadused. Kuid LIGO ja teiste sarnaste poolt vastuvõetud signaali edastavad kaks neutrontähed, tiirledes ümber ühise massikeskme, meelitades üksteist ja lõpuks kokku põrkuvad - pakub täielikult uus lähenemine probleemile.
Kummaline asi
Neutronitäht on kokkusurutud tuum massiivne täht, supernoovast järele jäänud väga tihedad söed. Selle mass on võrreldav päikese omaga, kuid see on kokku surutud linna suuruseks. Seega on neutrontähed Universumi kõige tihedamad ainereservuaarid – "viimane aine musta augu serval," ütleb St. Louisis asuva Washingtoni ülikooli füüsik Mark Alford.Sellisesse tähte puurides oleksime lähemal teaduse tipptasemele. Paarisentimeetrised normaalsed aatomid – enamasti raud ja räni – lebavad pinnal nagu erepunane kate universumi kõige tihedamatest imetavatest kommidest. Seejärel surutakse aatomid kokku nii palju, et nad kaotavad elektrone ühismerre. Veelgi sügavamal hakkavad prootonid muutuma neutroniteks, mis on nii lähedal, et hakkavad üksteisega kattuma.
Neutrontähe erakordne tuum. Füüsikud alles arutavad, mis seal sees täpselt on. Siin on mõned põhiideed.
Traditsiooniline teooria
Atmosfäär – kerged elemendid nagu vesinik ja heeliumVäliskest - raua ioonid
Sisemine kest on ioonide võre
Välimine tuum - neutronirikkad ioonid vabade neutronite meres
Mis sees on?
- Kvargi tuumas lagunevad neutronid üles ja alla kvarkideks.
- Hüperonis on neutronid, mis koosnevad kummalistest kvarkidest.
- Kaonis kahekvargi osakesed ühe kummalise kvargiga.
Teised astrofüüsikud arvavad teisiti. Nukleonid - mitte elementaarosakesed. Need koosnevad kolmest kvargist [ tegelikult ei - ca. tõlge]. Uskumatult tugeva surve all võivad kvargid moodustada uue oleku – kvarkaine. "Nuklonid ei ole piljardipallid," ütleb Poola Wroclawi ülikooli füüsik David Blaschke. "Nad näevad rohkem välja nagu kirsid. Sa võid neid natuke pigistada, aga ühel hetkel purustad.
Kuid mõned inimesed arvavad, et kvargimoos on liiga lihtne. Teoreetikud on pikka aega arvanud, et neutrontähe sisse võivad tekkida võõraste osakeste kihid. Kokkusurutud neutronite energiat saab muundada raskemate osakeste loomiseks, mis sisaldavad mitte ainult prootoneid ja neutroneid moodustavaid üles ja alla kvarke, vaid ka raskemaid ja eksootilisemaid kummalisi kvarke.
Näiteks võivad neutronid anda teed hüperonitele, kolmekvargiosakestele, mis sisaldavad vähemalt ühte kummalist kvarki. Laboratoorsetes katsetes saadi hüperonid, kuid need kadusid peaaegu kohe. Need võivad neutrontähtedes stabiilselt eksisteerida miljoneid aastaid.
Teise võimalusena võib neutrontähtede peidetud sügavused täita kaoonidega, mis on samuti valmistatud kummalistest kvarkidest, mis kogunevad ühes kvantolekus üheks ainetükiks.
Kuid mitu aastakümmet oli selle uurimistöö valdkond ummikus. Teoreetikud on välja pakkunud ideid selle kohta, mis võib juhtuda neutrontähtede sees, kuid need keskkonnad on nii ekstreemsed ja võõrad, et katsed Maal ei suuda seda uuesti luua. vajalikud tingimused. Brookhaveni riiklikus laboris ja CERNis purustavad füüsikud raskeid tuumasid, nagu kuld ja plii, üksteise sisse. Nii tekib osakeste suppi meenutav aine olek, milles vabad kvargid, tuntud kui kvark-gluoonplasma. Kuid see aine osutub haruldaseks, mitte tihedaks ja selle miljardite või triljonite kraadide temperatuur on palju kõrgem kui neutrontähe sisemuses, mille sees valitsevad suhteliselt jahedad miljonid kraadid.
Isegi aastakümneid vana teooria, mis kirjeldab kvarke ja tuumasid, "kvantkromodünaamika" või QCD, ei suuda neile küsimustele vastata. Suhteliselt külmas ja tihedas keskkonnas QCD uurimiseks vajalikud arvutused on nii kohutavalt keerulised, et neid ei saa teha isegi arvutis. Teadlastele jäävad ülelihtsustused ja trikid.
Ainus võimalus on uurida neutrontähti ise. Kahjuks on need väga kauged, hämarad ja väga raske mõõta midagi muud peale nende kõige põhilisemate omaduste. Mis veel hullem, kõige rohkem huvitav füüsika esineb nende pinna all. "Olukord on nagu labor, kus toimub midagi hämmastavat," ütleb Alford, "kuigi näete ainult selle akendest tulevat valgust."
Kuid uue põlvkonna katsetega võivad teoreetikud sellele peagi lõpuks hea ülevaate saada.
NICER instrument vahetult enne ISS-ile starti. Ta jälgib röntgenikiirgus neutrontähed
Pehme või kõva?
Ükskõik, mis asub neutrontähe tuumas – vabad kvargid, kaooni kondensaadid, hüperonid või vanad head nukleonid –, peab see materjal vastu pidama Päikese omast suuremale gravitatsioonile. Vastasel juhul kukuks täht kokku mustaks auguks. Kuid erinevaid materjale saab gravitatsiooni abil kokku suruda erineval määral, mis määrab antud tähe maksimaalse võimaliku kaalu füüsiline suurus.Väljapoole jääma sunnitud astronoomid harutavad seda ahelat lahti, püüdes mõista, millest neutrontähed koosnevad. Ja selle jaoks oleks väga hea teada, kui pehmed või kõvad need kompressiooni all on. Selle väljaselgitamiseks peavad astronoomid mõõtma erinevate neutrontähtede masse ja raadiusi.
Neutrontähtedest on kõige lihtsam kaaluda pulsarid: kiiresti pöörlevad neutrontähed, mille raadiokiir läbib iga pöördega Maad. Umbes 10% 2500 teadaolevast pulsarist kuulub kahekordsed süsteemid. Kui need pulsarid liiguvad, muutuvad nende impulsid, mis peaksid korrapäraste ajavahemike järel Maale jõudma, paljastades pulsaride liikumise ja asukoha nende orbiidil. Ja teades orbiite, saavad astronoomid Kepleri seadusi ning Einsteini ja Üldrelatiivsusteooria täiendavaid parandusi kasutades leida nende paaride massid.
Seni suurim läbimurre on olnud ootamatult tervete neutrontähtede avastamine. 2010. aastal teatas Virginia riikliku raadioastronoomia vaatluskeskuse Scott Ransomi juhitud meeskond, et mõõtis pulsari massi ja leidis, et see on kaks korda suurem kui Päikese mass – palju suurem kui varem nähtud. Mõned isegi kahtlesid selliste neutrontähtede olemasolu võimalikkuses; see toob kaasa tõsiseid tagajärgi meie arusaamale aatomituumade käitumisest. "See on nüüd üks kõige sagedamini tsiteeritud pabereid pulsarite vaatlemise kohta ja see kõik on tänu tuumafüüsikutele, " ütleb Ransom.
Mõnede neutrontähtede mudelite kohaselt, mis väidavad, et gravitatsioon peaks neid tugevalt kokku suruma, peaks selle massiga objekt kokku kukkuma mustaks auguks. Kaonkondensaadid kannataksid sel juhul, kuna need on üsna pehmed, samuti ei sobi see mõnele kvantaine ja hüperonite variandile, mis samuti liiga palju kokku tõmbuks. Mõõtmist kinnitas veel ühe neutrontähe, kahe päikesemassi avastamine 2013. aastal.
Arizona ülikooli astrofüüsik Feryal Ozel viis läbi mõõtmised, mis näitavad, et neutrontähtede tuumad sisaldavad eksootilist ainet.
Raadiustega on asjad veidi keerulisemad. Astrofüüsikud nagu Feryal Özel Arizona ülikoolist on välja töötanud erinevaid tehnikaid neutrontähtede füüsilise suuruse arvutamiseks, jälgides nende pinnalt lähtuvat röntgenikiirgust. Siin on üks võimalus: saate mõõta kogu röntgenikiirgust, kasutada seda pinnatemperatuuri hindamiseks ja seejärel arvutada neutrontähe suurus, mis on võimeline selliseid laineid kiirgama (korrigeerides seda, kuidas nad gravitatsiooni mõjul painduvad). Samuti saate otsida neutrontähe pinnalt kuumi kohti, mis pidevalt nähtavale ilmuvad ja kaovad. Tähe tugev gravitatsiooniväli muutub valgusimpulssid sõltuvalt nendest kuumadest kohtadest. Kui olete tähe gravitatsiooniväljast aru saanud, saate selle massi ja raadiuse rekonstrueerida.
Kui uskuda neid Ozeli arvutusi, siis selgub, et kuigi neutrontähed võivad olla üsna rasked, jääb nende suurus 20-22 km diameetri vahemikku.
Ozel ütleb, et nõustumine, et neutrontähed on väikesed ja massiivsed, "paneb teid heas mõttes kasti". Ta ütleb, et sellised peaksid neutrontähed välja nägema, täis interakteeruvaid kvarke, ja et ainult nukleonitest koosnevatel neutrontähtedel peaks olema suur raadius.
Stony Brooki ülikooli astrofüüsik James Lattimer väidab, et neutronid jäävad neutrontähtede tuumades puutumatuks.
Kuid Lattimer kahtleb teiste kriitikute hulgas röntgenimõõtmistel kasutatud eeldustes – ta usub, et need on vigased. Ta arvab, et need võivad tähtede raadiust liigselt vähendada.
Mõlemad konkureerivad pooled usuvad, et nende tüli laheneb peagi. Eelmise aasta juunis toimetas SpaceXi 11. missioon ISS-ile 372 kg kaaluva kasti, mis sisaldas röntgenteleskoop Neutronitäht Interior Composition Explorer, NICER. Praegu andmeid koguv Naiser on mõeldud neutrontähtede suuruse määramiseks, uurides nende pinnal olevaid kuumi kohti. Katse peaks andma tulemusi parimad mõõdud neutrontähtede raadiused, sealhulgas pulsarid, mille massid on mõõdetud.
"Me kõik ootame tulemusi väga," ütleb Blaschke. Isegi ühe neutrontähe täpselt mõõdetud mass ja raadius kõrvaldab kohe paljud tõenäolised teooriad neid kirjeldades sisemine struktuur, ja jätavad alles need, mis tagavad teatud suuruse ja kaalu suhte.
Ja nüüd on katsetega liitunud ka LIGO.
Alguses käsitleti signaali, mida Reed 17. augustil kohvi taga arutas, mustade aukude, mitte neutrontähtede kokkupõrke tulemusena. Ja see oli loogiline. Kõik varasemad LIGO signaalid pärinevad mustadest aukudest, mis on arvutuslikult paremini jälgitavad objektid. Kuid kergemad objektid osalesid selle signaali genereerimises ja see kestis palju kauem kui mustade aukude ühinemine. "On selge, et see ei olnud süsteem, mille järgi me treenisime," ütles Reed.
Kui kaks musta auku spiraalivad kokku, kiirgavad nad gravitatsioonilainetena orbiidienergiat aegruumi. Aga sisse viimane sekund LIGO saadud uues 90-sekundilises signaalis koges iga objekt midagi, mida mustad augud ei koge: see oli deformeerunud. Paar objektid hakkasid üksteise ainet venitama ja kokku suruma, tekitades laineid, mis eemaldasid nende orbiitidelt energia. See põhjustas nende kokkupõrke kiiremini kui muidu.
Pärast mitu kuud meeletut tööd arvutisimulatsioonid, Reedi rühm LIGO-s avaldas oma esimese mõõtmise nende lainete mõju kohta signaalile. Siiani on meeskonnal ainult ülempiir- mis tähendab, et lainete mõju on nõrk või isegi lihtsalt märkamatu. See tähendab, et neutrontähed on füüsiliselt väikesed ja nende ainet hoitakse keskuse ümber väga tihedas olekus, mis takistab selle loodete venitamist. "Ma arvan, et esimene gravitatsioonilainete mõõtmine kinnitab seda, mida röntgenvaatlused ütlesid," ütleb Reed. Kuid see pole veel lõpp. Ta loodab, et sama signaali keerukam simulatsioon annab rohkem täpne hinnang.
Nicer ja LIGO pakuvad uusi viise neutrontähtede uurimiseks ning paljud eksperdid on optimistlikud, et lõplikud vastused sellele, kuidas materjal gravitatsioonile vastu peab, ilmnevad lähiaastatel. Kuid teoreetikud nagu Alford hoiatavad, et lihtsalt neutrontähe aine pehmuse mõõtmine ei räägi kogu lugu.
Võib-olla räägivad teised märgid teile rohkem. Näiteks peaksid neutrontähtede jahtumiskiiruse pidevad vaatlused võimaldama astrofüüsikutel spekuleerida nende sees olevate osakeste ja nende energia kiirgamise võime üle. Või uurides, kuidas nad aeglustuvad, võib aidata määrata nende sisemuse viskoossust.
Kuid igal juhul on Alfordi arvates väärt ülesanne lihtsalt teada, mis hetkel toimub aine faasiüleminek ja milleks see muutub. "Selles eksisteeriva aine omaduste uurimine erinevad tingimused"See on üldiselt füüsika," ütleb ta.
Saate saidi arendamiseks aidata ja raha üle kanda
Üksildane täht on nagu üksik inimene. Kui nad aga paarikaupa ühinevad, on nende elu täis sündmusi. Ainevahetuse teel võivad tähed "nooreneda", muutuda muutlikuks ja tekitada eredaid röntgenikiirguse allikaid. Mõned kahendfailid lagunevad pärast suurejoonelist supernoova plahvatust. Kuid mõnikord juhtub palju suurejoonelisemaid kataklüsme, kui tähed sulanduvad lõplikku surmavasse embusse. Selline lõpp on vallalistele kättesaamatu. Riis. top SPL/IDA UUDISED
Kujutage ette ilusat spiraalgalaktikat. Selles on umbes tuhat miljardit tähte. Kujutage ette teist sellist. Nüüd lükkame need kokku. Hiiglaslikud tähesüsteemid läbivad üksteist vabalt, muutudes vastastikuse külgetõmbe mõjul veidralt deformeerumiseks. Selgub, et tähed ei põrka kokku – nad asuvad üksteisest liiga kaugel. Kui teete Galaktika mudeli, kujutades Päikest ühe sentimeetrise läbimõõduga pallina, on lähimad tähed umbes 300 kilomeetri kaugusel. Seega on staar oma elus väga üksildane, välja arvatud juhul, kui saatus on talle kaasstaari kinkinud.
Topelttähed on üsna tavalised. Veelgi enam, massi kasvades suureneb tõenäosus, et staar leiab endale naabri: raskekaalu staaride seas on paar enam kui pooltel. Kuid isegi väikese massiga tähtede seas on umbes kolmandik kahendtähtedest.
Albireo süsteemi moodustavad tähed tunduvad siiski vaid esmapilgul kaksikud, kuid lähemal uurimisel osutuvad nad kolmikuteks. Eredam oranž täht on tegelikult kaksiktäht ise, kuid seda on märgata ainult suurte teleskoopidega.
On olemas mitte ainult kolme, vaid ka nelja, viie, kuue ja isegi seitsme tärni süsteeme. Tõsi, nende komponendid püüavad endiselt paarideks jagada. Näiteks kui vaatame läbi väikese teleskoobi heledat tähte ε (epsilon) Lyrae, siis näeme, et see on kahend (mõned näevad seda paari isegi palja silmaga). Võimsam tööriist näitab, et kõik selle paari tähed on ise paar. Lõpuks näitavad üksikasjalikud uuringud, et üks neljast tähest on väga lähedane kahend.
Nii binaarne ruumiline korraldus mitte juhuslik. Ta lubab tähesüsteem ela kaua. Isegi kui proovite luua kolmiktähte, milles kõik tähed on ühisest massikeskmest ligikaudu võrdsel kaugusel ja "tantsida" selle ümber keerulisi trajektoore mööda, katkeb selline "tants" peagi - üks tähtedest. visatakse süsteemist igaveseks välja. Ainus usaldusväärne viis Suure kordsusega süsteemi (st kolmest või enamast tähest koosneva) stabiilsuse saavutamiseks tuleb see luua hierarhiliselt. Kuid siis ei saa kõik tähed suhelda ega mõjutada oma lähimate naabrite arengut, vaid ainult need, kes asuvad hierarhia lõpus. Süsteemi allesjäänud liikmete vahelised kaugused on nii suured, et need ei avalda üksteisele märgatavat mõju ja arenevad üksikute tähtedena.
Ühe tähe lühike elulugu
Üksiku tähe elutee on järjepidev muutus peamises energiaallikas. Esiteks kuumeneb kokkutõmbuv prototäht gravitatsioonienergia vabanemise tõttu. Siis nad alustavad termotuumareaktsioonid, mille käigus vesinik muudetakse heeliumiks. Selles olekus staar dirigeerib enamus enda elu. Pärast vesiniku ammendumist tähe tuumas võivad ka raskemad elemendid, sealhulgas raud, "põleda". Seejärel saab tähest punane hiiglane või superhiiglane. Lõpuks, pärast kesta kaotamist, muutub see sõltuvalt algmassist valge kääbus, neutrontäht või must auk. Tähe eluea määrab ka tema mass: mida massiivsem täht, seda eredamalt ta särab ja seda kiiremini põleb läbi oma kütusevaru. Üksiku tähe mass tema eluea jooksul tähetuule tõttu väheneb. Mida suurem on mass, seda tugevam tuul. Päikesel on nõrk tuul ja massikadu on tühine, kuid massiivsetelt tähtedelt on märgatav osa ainest "ära puhutud". Üksiku tähe massi on võimatu suurendada.
Sina – minu jaoks, mina – sinu jaoks
Astrofüüsikute jaoks pakuvad suurimat huvi just lähedased kahendsüsteemid. Esiteks võivad interaktsioonid muuta tähtede massi, mis on peamine parameeter, mis määrab nende omadused. Teiseks võivad massivahetuse käigus tekkida ebatavalised eredad kiirgusallikad, mis muudavad tähe elu mitmekesisemaks ja huvitavamaks uurimiseks.
Vaatleme kahte lähedalasuvat tähte, tõmbame mõtteliselt neid ühendava joone ja arvutame välja, kus asub sellel süsteemi massikese. Kui asetate sellesse kivikese täpselt, siis see sinna ka jääb - kahe tähe gravitatsioonijõud on täpselt tasakaalus. Kui liigutate seda ühe tähe poole, hakkab see selle ümber tiirlema. Teisisõnu, iga paari komponenti ümbritseb oma "mõjuala" ja massikese on kriitiline punkt, mida nimetatakse sisemiseks Lagrange'i punktiks. Aine pöörleb sellises piirkonnas ümber ühe paari tähe ümber, see tähendab, et seda juhib gravitatsiooniväli.
Tavaliselt asuvad tähed sügaval oma Roche'i sagarates, piirkondades, kus domineerib kahendsüsteemi ühe komponendi gravitatsioon. Igaüks neist hoiab oma ainet kindlalt kinni, takistades selle pinnalt lahkumist. Kuni selline olukord püsib, arenevad süsteemi tähed üksikute tähtedena. Kuid hilisemates eluetappides, kui tähest saab punane hiiglane, suureneb selle suurus sadu kordi. Selle tulemusel on oht, et ta ei mahu oma Roche'i sagarasse ja siis hakkab tema aine voolama teise tähe juurde - nii ilmub interakteeruv binaar.
Binaarsüsteemis jõuab massiivsem täht esimesena punase hiiglase staadiumisse, sest mida suurem on mass, seda kiirem on areng. Kui aga interaktsioon algab, hakkab paari väiksem täht oma massi naabri arvelt suurendama. See tähendab, et need, kellele näis olevat määratud saada valgeks kääbuseks, võivad saada neutrontäheks või isegi mustaks auguks. Seevastu massiivsed, kiiresti vananevad tähed võivad osa ainest väiksema massiga naabrile “üle kanda” ja siis temast nooremad välja näha. See seletab nn Algoli paradoksi: selles Perseuse tähtkujus varjutava kaksiktähe puhul on vähemmassiivne komponent evolutsiooni hilisemas staadiumis kui massiivsem. Lõpuks võivad tähed isegi üksteisega ühineda.
Reeglina, kui tähed hakkavad ainet vahetama, ei piirdu see "ühekordse sündmusega". Moskva Riiklikus Ülikoolis on välja töötatud programm nimega "Scenario Machine" (http://xray.sai.msu.ru/sciwork/scenario.html), mis on mõeldud saatuste arvutamiseks. topelttähed. Üks tema abiga konstrueeritud evolutsioonijälgedest on üsna tüüpiline ja kirjeldab kahe 12- ja 9-päikesemassiga tähe ajalugu, mis tiirlevad Maa orbiidist Päikese ümber ligikaudu kaks ja pool korda suuremal orbiidil. Massiivsem täht täidab esimesena oma Roche'i sagara ja selle materjal hakkab läbi sisemise Lagrange'i punkti naabri juurde voolama. Lisaks on osa asjast süsteemis laiali ja ei osale selle edasises arengus. Kui ainevahetus on lõppenud, kaotab esimene täht peaaegu neli korda ja teine "paraneb" mõnevõrra. Lisaks on süsteem muutunud sisukao tõttu palju kompaktsemaks ja kergemaks. Mõne miljoni aasta pärast plahvatas komponent, mis oli alguses massiivsem, supernoovana, muutudes neutronitäheks. Kuid see ei tähenda, et tema saatus on nüüd lõplikult määratud, sest ta on tihedas binaarsüsteemis.
Mõne aja pärast on teise tähe kord saada punaseks hiiglaseks. See täidab ka oma Roche'i loba ja selle aine hakkab voolama neutrontähele. Samal ajal kuumeneb see miljonite kraadideni ja galaktikas süttib hele röntgenikiirgus. Voolu toimumise ajal väheneb binaarse orbiidi suurus: esiteks, osa energiast orbiidi liikumine tähed kannab süsteemist lahkuv aine endaga kaasa, teiseks põhjustab seda komponentide masside ühtlustumine. Viimast on lihtne mõista, kui arvestada, et raskem täht on süsteemi massikeskmele lähemal, mis tähendab, et selle orbiidi kiirus on väiksem. Kui kanda tükike selle ainest kiiremini liikuvale naabrile, aeglustub see veidi, mis tähendab, et see läheneb massikeskmele.
Orbiidi vähenemine toob süsteemile kaasa katastroofilised tagajärjed: neutrontäht satub hiiglasliku tähe sisse. Moodustub nn Thorne-Žitkovi objekt. Selliste objektide olemasolu ennustasid 1977. aastal Kip Thorne ja Anna Zhitkov, kuid siiani pole neid avastatud. Süsteemi evolutsiooni lõpptulemuseks on üks must auk. Ja seda hoolimata asjaolust, et algse paari tähed ei oleks üksikult saanud nii kompaktset objekti luua.
Kui võtta teise väiksema tähe massiks, ütleme, mitte üheksa, vaid kaks päikesemassi, jättes kõik muud parameetrid muutmata, kujuneb süsteemi saatus sootuks teisiti. Selles staaride ühinemist ei toimu. Selle asemel toimub mitu ainevahetuse etappi, ilmub hele (ja jälle voolab teine täht esimesest moodustunud neutrontähele), kuid lõpptulemuseks pole must auk, vaid paar: neutrontäht – valge kääbus. Saate parameetreid veel veidi muuta ja jällegi saate evolutsioonis märgatavaid erinevusi. Seega on tihedaid binaarsüsteeme tohutult palju.
Kuidas armsat paari “kaaluda”.
Vaadeldes tähtede kiirusi kaksiksüsteemis ja teades nende tiirlemisperioodi, saab määrata nende massi. Kõik tundub lihtne ja lihtne. Aga seda polnud seal! Kiirused mõõdetakse Doppleri efektiga: kui täht liigub meie poole, nihkuvad jooned selle spektris sinisele, meist eemal olles - punasele. Teisisõnu, mõõdetakse mitte tähe täiskiirust, vaid ainult selle projektsiooni vaateväljale. Näiteks kui vaadata süsteemi, mis on risti selle orbiidi tasapinnaga, on tähtede kiirused piki vaatejoont lihtsalt nulli. Kui vaatate seda süsteemi servapidi, salvestatakse orbiidi täiskiirused. Selgub, et tegelike orbiidikiiruste määramiseks peame ka teadma, millise nurga all me kahendsüsteemi vaatame. Kahjuks ei ole alati võimalik nurka määrata. Sellistel juhtudel näidatakse tavaliselt kokkuleppelisi masse, mis on arvutatud eeldusel, et orbiiti vaadeldakse servapidi, kuid astronoomid mäletavad alati, et võttes arvesse orbiidi kaldenurka vaatejoone suhtes, on massid peaaegu kindlasti olla suurem. Näiteks kui selgub, et orbiidi kalle on 45 kraadi, siis tuleb kokkuleppelisi masse suurendada 2,8 korda. Massid määratakse kõige täpsemalt süsteemides, kus toimuvad vastastikused tähtede varjutused. Tähtede mõõtmed on võrreldes orbiidiga, millel nad liiguvad, väikesed ja seetõttu on varjutused võimalikud vaid väga väikese nurga all, kui süsteem on nähtav peaaegu servapidi. Sellistel harvadel juhtudel, eriti kui mõlema tähe kiirus on kindlaks määratud, saab teha täpseid massihinnanguid.
Efektiivne akretsioon
Kõigist lähedaste tähepaaride ilmingutest on ehk kõige kuulsamad röntgenikiirte binaarfailid. See etapp toimub paljude interakteeruvate kahendfailide elus, kui üks süsteemi komponentidest, muutudes neutrontäheks või mustaks auguks, haarab endasse või, nagu astronoomid ütlevad, akreteerib oma naabri aine. Kui doonortäht on oma Roche'i sagara täitnud, muutudes hiiglaseks, siis on režiim realiseerunud ketta lisandumine, sel juhul tekivad kõige võimsamad allikad. Kuna kahendsüsteemi komponendid tiirlevad ümber ühise massikeskme, ei saa materjal langeda otse ühelt tähelt teisele. Vooludes läbi sisemise Lagrange'i punkti, keerleb see ümber kompaktse objekti nagu võimas akretsiooniketas. Huvitav on see, et kui doonortäht on piisavalt massiivne, võib ketas tekkida ka ilma, et see täidaks oma Roche'i sagara: selliste tähtede pinnalt võib voolata üsna tugev tähetuul, mille kompaktne objekt osaliselt kinni püüab ja röntgenikiirgust toidab. allikas.
Akretsioon on hämmastav tõhus protsess energia saamine. Kui võtta telliskivi ja visata see neutrontähe pihta, siis pinnale jõudes vabaneb see sama palju energiat kui võimsa plahvatuse korral. tuumalõhkepea. Peamine energia vabanemine toimub aga enamasti akretsioonikettas. Neutrontähe või musta augu ümber pöörlev aine kuumeneb viskoossuse tõttu miljonite kraadideni. Selline ketas kiirgab peamiselt röntgenikiirgust, kuna mida kõrgem on aine temperatuur, seda energilisemad kvantid energiat ära kannavad.
Röntgenikiirguse binaarfailide maailm avanes teadlastele 1960. aastatel. Esimene suurem läbimurre taeva uurimisel röntgenikiirguses oli seotud Ameerika satelliidi Uhuru (UHURU) tööga, mille abil avastati taevast enam kui kolmsada röntgeniallikat. Enamik neist osutus neutrontähtede või mustade aukudega kahendsüsteemideks.
Alates 1970. aastatest on kosmoses pidevalt tegutsenud röntgenobservatooriumid. Praegu on orbiidil mitu suurt röntgenteleskoopi. See on kuulus Ameerika satelliit Chandra, Euroopa XMM-Newton ja üks viimastest rahvusvahelised projektid INTEGRAL, mis käivitati 2002. aastal, materjalidega, millest töötavad ka Venemaa astronoomid.
Gravitatsioonilained ja tähtede ühinemised
Massiivsete tähtede kaksiksüsteem võib tekitada neutrontähtedest või mustadest aukudest koosneva paari. Kui kahe kompaktse objekti vaheline kaugus on väike, on lõplik areng nende ühinemine. See juhtub gravitatsioonilainete tõttu, mida binaarsüsteem kiirgab. Neid laineid kiirgab üldrelatiivsusteooria järgi iga kahendsüsteem, kuid mõju on seda tugevam, mida massiivsemad on objektid ja mida lähemal nad üksteisele on. Viides süsteemist eemale energia ja nurkimpulsi, sunnivad gravitatsioonilained tähed üksteisele lähemale. Juba on avastatud mitmeid neutrontähtede ja raadiopulsaridega kaksiksüsteeme, milles gravitatsioonilainete emissiooni tõttu täheldatakse orbiidi kokkutõmbumist. Kui neutrontähele langeva tellise mõju on võrreldav tuumaplahvatus, mis juhtub siis, kui põrkuvad kaks neutrontähte, millest igaühe mass on suurem kui Päike?! See vabastab rohkem energiat kui supernoova plahvatus. Osaliselt kannavad seda ära elektromagnetilised gammakiired, osaliselt neutriinod ja ülejäänu kannavad ära gravitatsioonilained, mille võimsus on nii suur, et see on ehk ainus võimalus neid otse registreerida (muide, musti auke saab vaadelda ainult sel viisil). Sel eesmärgil gravitatsiooniline LIGO detektorid ja NEITSI. Siiani pole nende tundlikkus piisav, kuid astrofüüsikud on kindlad, et pärast moderniseerimist jälgivad need rajatised mitu tähte aastas. Vahepeal võib täheldada neutrontähtede ühinemist lühikesed gammakiirguse pursked. Pikemaid gammakiirguse impulsse (mitme sekundi jooksul) seostatakse nüüd väga massiivsete tähtede kiiresti pöörlevate tuumade kokkuvarisemisega. Kuid teise pikkusega sähvatused tekivad suure tõenäosusega neutrontähtede paari "tantsu" viimases etapis, kui nad pärast üha kiirenevat keerist ühinevad, kaotades osaliselt aine, mis moodustab kiiresti pöörleva ketta.
Supernoovad nagu konveierilt
Supernoovad on tavaliselt seotud lõpuakord massiivse tähe elus, kui oma varud ammendanud tuumakütus, see variseb kokku, muutudes neutrontäheks või mustaks auguks. Supernoovad on aga erinevat tüüpi. Ühel alamklassil, tähisega Ia, on erinev olemus. Erinevalt teistest supernoovadest on kõik Ia tüüpi plahvatused üksteisega väga sarnased. Peaaegu "standardsed" objektid näivad plahvatavat. Kaasaegne astrofüüsika ütleb, et need on valgete kääbuste plahvatused lähedastes binaarsüsteemides. Need kompaktsed objektid on stabiilsed seni, kuni nende mass on väike. Kui ta on teatud tasemele kasvanud kriitiline väärtus, mida nimetatakse Chandrasekhari piiriks, siis valge kääbus kaotab stabiilsuse. Toimub plahvatus. Chandrasekhari piir on umbes 1,4 päikesemassi. Selle mitmekülgsus kriitiline mass määrab Ia tüüpi supernoovade omaduste homogeensuse. Tähtede mass võib kasvada ainult vastastikmõjus kahendsüsteemides. Kui selliseid süsteeme poleks, poleks ka Ia-tüüpi supernoovasid, kuid need on astronoomilises "majanduses" väga kasulikud. Kümme aastat tagasi andsid nende konkreetsete põletuste uuringud esimesed tõsised argumendid universumi kiirendatud paisumise kasuks. Nüüd plaanib NASA lennule saata spetsiaalse satelliidi - SNAP (SuperNova Acceleration Probe), mis hakkab otsima kaugeid Ia tüüpi supernoovasid, et selgitada kosmoloogilise paisumise andmeid. Supernoova plahvatuste teooria pole veel kaugeltki täielik, kuigi kaasaegne arvutimudelid võimaldas teatud edusamme teha. Siiski pole veel teada, isegi millised tähed varustavad valgeid kääbusi materjali, mis seejärel plahvatavad Ia tüüpi supernoovadena. Näiteks võivad need olla tavalised väikese massiga tähed, kuid on võimalik, et sellised supernoovad tekivad kahe valge kääbuse süsteemides, kui aine voolab ühest teise (see juhtub siis, kui orbiidi suurust vähendatakse kiirguse tõttu. gravitatsioonilained). Viimane sõna siin on see nähtavasti mõeldud vaatlejatele, mitte teoreetikutele.
Valgustite lahkuminekTähepaarid hävivad kahel juhul. Esiteks võib sekkuda “kurikaela staar”, kelle lähilend paarist võib viia partnerivahetuseni. Teiseks võib üks tähtedest plahvatada supernoovana. Sel juhul vabaneb märkimisväärne osa selle massist ümbritsevasse ruumi. Paari hoiab koos vastastikune raskusjõud. Kui lähtestada rohkem kui pool kogumass, süsteem muutub gravitatsiooniliselt sidumatuks ja tähed lendavad lahku. Lisaks on supernoova plahvatused asümmeetrilised, mille tulemusena saab tekkiv kompaktne objekt plahvatuse hetkel tõuke ja lisakiirust. Kui see on suur võrreldes orbiidi kiirus binaaris viib see ka tähepaari lagunemiseni. Seetõttu, hoolimata asjaolust, et enam kui pooled massiivsetest tähtedest, millest tekivad neutrontähed või mustad augud, on osa binaarsüsteemidest, on kahendsüsteemide osakaal kompaktsed objektid palju vähem.
Duaalsüsteemide eelistest
Astrofüüsika paistab silma loodusteadused sest uuritavate objektidega on võimatu katsetada. Te ei saa isegi ühtegi seadet neile "lähemale" tuua. Seetõttu kasutavad teadlased hea meelega kõiki "looduslike andurite" võimalusi. Tähed lähedases binaaris toimivad üksteise "anduritena". Näiteks kui süsteemi tiirlemisel tekivad varjutused, kui üks täht varjab teist, siis saab nende suuruse täpse hinnangu. Kuid kõige olulisem on muidugi võime mõõta tähtede masse kaksiksüsteemides.
Tänapäeval ütlevad eksperdid kergesti: “Mida massiivsem on täht, seda…” Kuid kunagi tundus tähtede massi mõõtmine fantastiline. Tõepoolest, kuidas kaaluda tühjuses lendavat üksikut gaasipalli? See on teine asi, kui gravitatsiooni mõjul selle ümber pöörleb mõni muu objekt. Sel juhul on kahendsüsteemi tähtede tiirlemisperioodi ja kiirusi mõõtes võimalik hinnata nende massi, kasutades taevamehaanika seadusi.
Kõige täpsed mõõdud viiakse läbi binaarsüsteemide pulsaride jaoks. Pulsarid, nagu me teame, on neutrontähed, mis kiirgavad perioodilisi raadioimpulsse. Ranget perioodilisust seletatakse nende kompaktsete objektide pöörlemisega ümber oma telje. Tänapäeval on teada peaaegu 2 tuhat sellist allikat ja mitukümmend neist on osa topeltsüsteemidest. Kuna pulsarid on väga täpsed kellad, saab neid kasutada täpsete mõõtmiste tegemiseks.
Kahe neutrontähe esimese süsteemi – PSR B1913+16 – avastamise ja uurimise eest pälvisid Russell Hulse ja Joseph Taylor. Nobeli preemia füüsikas 1993. aastal. Nii kõrge reiting on mõistetav. Kahest kompaktsest objektist koosnevas tihedas süsteemis peaks üldise relatiivsusteooria (GR) järgi olema võimas kiirgus gravitatsioonilained. Lained kannavad ära energiat ja nurkimpulsi, mis tähendab, et binaarsed komponendid liiguvad üksteisele lähemale. Mõju on väike, seega tuleb orbiidi perioodi ja muid parameetreid mõõta väga täpselt. kõrge täpsus. Näidati, et PSR B1913+16 süsteemi neutrontähed lähenevad üksteisele täielikult teooriaga kooskõlas. Lisaks oli võimalik kontrollida mõningaid muid üldrelatiivsusteooria ennustatud mõjusid. Praeguseks on teada veel mitu neutrontähtede paari. Suured lootused on omistatud 2003. aastal avastatud väga lähedase paari PSR J0737-3039 vaatlustele. Selles on mõlemad neutrontähed nähtavad raadiopulsaridena. See võimaldab kiiresti (mõne aasta jooksul) ja täpselt mõõta mitmeid üldrelatiivsusteooria mõjusid. Selle süsteemi neutronitähed teevad 400 tuhande kilomeetrise raadiusega orbiidil 10 pööret päevas - umbes sama suur kui Kuu ümber Maa. Gravitatsioonilainete mõjul väheneb orbiidi raadius iga pöördega 0,7 millimeetri võrra ja umbes 85 miljoni aasta pärast põrkuvad need kokku. Kuid lähitulevikus võib see süsteem võimaldada katsetada mõjusid, mida pole veel võimalik teiste pulsarite abil uurida.
Tuumafüüsikud on hakanud suurt huvi tundma üht tüüpi neutrontähtedega lähedase kahendsüsteemi vastu. Fakt on see, et neutrontähed on ainuke “labori” tüüp, kus on võimalik uurida aine käitumist tuuma omadest 10 korda suurema tiheduse juures. Muidugi on ülitihe aine peidus neutrontähtede päris sügavustes ja seda otseselt ei vaadelda, kuid selle omadusi on võimalik tundma õppida – jälgides kompaktsete objektide jahtumist. Mõnes kaksiksüsteemis koguvad neutrontähed mõnda aega oma naabrilt ainet ja siis see protsess peatub ja me näeme jahtuvat kompaktset objekti, mis on veidi soojenenud. tuumareaktsioonid selle koores. Teades, kui palju ainet tähele langes, ja mõõtes selle heledust akretsiooni puudumisel, on võimalik testida neutrontähtede jahtumise teooriaid ja selgitada nende sisemuses oleva aine omadusi.
Seega pakuvad kahendsüsteemid suurt huvi nii astronoomidele kui füüsikutele. Kui poleks tähtede paaris "tantsu" ja nendevahelisi keerulisi suhteid, oleks teadlastel loodusseaduste uurimisel palju keerulisem edasi liikuda.
2013-2014 õppeaasta
Tegevusaeg 3 tundi
5-6 klass
- Ülaltoodud joonisel kujutas kunstnik Kuud tähistaeva taustal. Mis sellel pildil valesti on ja miks? Kuidas peaksite õigesti joonistama?
Ülevenemaalise astronoomiaolümpiaadi koolietapp
2013-2014 õppeaasta
Tegevusaeg 4 tundi
Iga ülesanne on väärt 8 punkti
Kooli astronoomiaolümpiaad
7. - 8. klass
- Praegu on taevas teada 88 tähtkuju. Kas teadlased suudavad avastada 89. tähtkuju? Selgitage oma vastust üksikasjalikult.
"Terve öö pilvede taga
Särvadega latern säras.”
- Päikesel tekkis sähvatus, mille tagajärjel paiskus välja plasma.
Pärast 3 päeva vabastamist päikeseplasma jõudis Maale ja põhjustas tugeva
Maa magnetosfääri häired. Millise kiirusega plasma liikus? (1 a.a. –
150 miljonit km). Jäta tähelepanuta asjaolu, et päikeseplasma liikumine toimub koos
Spiraalid, kaaluge sirgjoonelist liikumistrajektoori.
Ülevenemaalise astronoomiaolümpiaadi koolietapp
2013-2014 õppeaasta
Tegevusaeg 4 tundi
Iga ülesanne on väärt 8 punkti
Kooli astronoomiaolümpiaad
9. klass
- Millistel planeetidel maapealne rühm Kas päevane taevas on must, sinine ja punakas?
Merkuur, Maa ja Marss.
3. Maa, mis liigub ümber Päikese elliptilisel orbiidil, on lähemal
Päike on ligi 5 miljonit km kõrgemal kui juulis. Miks on jaanuaris külmem kui aastal
juulil?
Neptuun, Merkuur, Marss, Jupiter, Uraan ja kääbusplaneedid Pluuto ja Ceres.
Kuidas nimetatakse sellist planeetide paigutust? Milline planeet on öösel nähtav?
- Kuul on neli peamist faasi: noorkuu, esimene veerand, täiskuu ja viimane veerand. Uuel kuul F = 0, esimeses kvartalis F F F = 0,5.
Tee selgitav joonis.
- Praegu kosmoselaev Cassini uurib ja pildistab planeeti Saturn ja selle kuud. Kaugus Saturnist Päikeseni on 29,46 astronoomilist ühikut. Millise minimaalse aja jooksul jõuab seadme poolt vastuvõetud teave Maale?
Ülevenemaalise astronoomiaolümpiaadi koolietapp
2013-2014 õppeaasta
Tegevusaeg 4 tundi
Iga ülesanne on väärt 8 punkti
Kooli astronoomiaolümpiaad
10. klass
- 29. märtsil 2006 oli Venemaal näha täielik päikesevarjutus. Miks saab täielikku kuuvarjutust korraga jälgida suure riigi kõigilt aladelt, päikesevarjutust aga vaid mitmelt teatud kohad ja erinevatel aegadel? Mida faas tähendab? F = 0,65?
- 2 .
Ülevenemaalise astronoomiaolümpiaadi koolietapp
2013-2014 õppeaasta
Tegevusaeg 4 tundi
Iga ülesanne on väärt 8 punkti
Kooli astronoomiaolümpiaad
11. klass
◉ = 2·10 30 kg.
Siin on nimekiri neljast paarist:
VASTUSED
Ülevenemaalise astronoomiaolümpiaadi koolietapp
2013-2014 õppeaasta
Tegevusaeg 3 tundi
Iga ülesanne on väärt 8 punkti
Kooli astronoomiaolümpiaad
5-6 klass
1. Ülaltoodud joonisel kujutas kunstnik Kuud tähistaeva taustal. Mis sellel pildil valesti on ja miks? Kuidas peaksite õigesti joonistama?
Lahendus. Pildil on poolkuu tähtede taustal. Kuu ööküljel on täht. See ei saa olla, sest... tähed asuvad väga kaugel (väljapool Kuu orbiiti) ja Kuu ei ole valgusele läbipaistev.
- Millised tähtkujud põhjataevas osutavad põhjataevapoolusele? Millises tähtkujus see asub? Tee joonistus. Milliseid lõunataeva tähtkujusid saab kasutada maamärkidena lõunataevapooluse asukoha määramisel? Millises tähtkujus asub lõunapoolus?
Lahendus. Suure Vankri asterismi järgi Suur-Ursa tähtkujus on lihtne määrata suunda põhjataevapoolusele. Kui kaks välimist tähte, need, mis asuvad käepidemest kaugemal (Dubhe ja Merak), on ühendatud kujuteldava joonega ja seda joont jätkatakse umbes viis sama kaugust, on heledat tähte lihtne näha. Nii see juhtub polaartäht, (α M. Ursa), mille lähedal asub maailma põhjapoolus.
Maailma lõunapooluse piirkonnas pole ühtegi eredat tähte, mis mängiks maamärgi rolli. Lõunataeva kuulsaim tähtkuju on Lõunarist. Lõunaristi kaks välimist tähte, mis moodustavad rombi suure diagonaali, on suunatud lõunataevapooluse poole. lõunapoolus Maailma ümbritseb Octant tähtkuju, milles pole eredaid tähti.
- Nimeta suurim ja väikseim planeet Päikesesüsteem. Kus nad asuvad Päikese suhtes, millistel neist planeetidest on satelliidid?
Lahendus. Väikseim planeet on viimastel andmetel Merkuur ja suurim Jupiter. Merkuur asub Päikesele kõige lähemal ja Jupiter on järjekorras viies ning asub Marsi taga. Merkuuril pole satelliite; Jupiteril on palju.
- Olete lõuna magnetpoolusel ja olete vaadanud kompassi nõela. Kuhu osutavad kompassinõela põhja- ja lõunaots? Tee selgitav joonis.
Vastus: lõuna. Hea oleks, kui õpilased tooksid välja, et lõunamaised magnetpoolus asub Kanadas.
Mõned õpilased võivad kirjutada, et üks nool osutab seniidile ja teine madalaimale. Ja see on ka õige vastus!
Ülevenemaalise astronoomiaolümpiaadi koolietapp
2013-2014 õppeaasta
Tegevusaeg 4 tundi
Iga ülesanne on väärt 8 punkti
Kooli astronoomiaolümpiaad
7. - 8. klass
1. Praegu on taevas teada 88 tähtkuju. Kas teadlased suudavad avastada 89. tähtkuju? Selgitage oma vastust üksikasjalikult.
Vastus: Ei. IAU otsuse kohaselt on taevas täpselt 88 tähtkuju ja sellel pole astronoomilise vaatlustehnoloogia arenguga mingit pistmist.
- Kuu kohta on tuntud mõistatus:
"Terve öö pilvede taga
Särvadega latern säras.”
Leidke mõistatusest astronoomiline viga.
Lahendus.
Kuu on "sarvedega" alguses ja lõpus kuu kuu. Noor Kuu on nähtav õhtuti ja loojub pärast Päikest. Vanakuu tõuseb enne koitu ja on nähtav hommikul. Terve öö säramiseks peab Kuu asuma taevasfääril Päikese vastas ja olema täis, mitte "sarviline".
- Joonistage, kuidas te päikesesüsteemi ette kujutate. Millistest objektidest see koosneb?
Lahendus. Pildid Päikesest, planeetidest, komeetidest, kahest asteroidivööst. Planeetide läheduses saab kujutada planeetide satelliite.
- Kui palju planeete olete selles palja silmaga vaadelnud õppeaasta? Millal? Kummal pool silmapiiri? Milline planeet oli kõige heledam?
Vastus. Õpilased võivad kirjeldada, et nad nägid Veenust, Marsi, Jupiterit, Saturni. Vaevalt Merkuur. Seejärel peavad nad kirjeldama, kuidas nad Merkuuri nägid, kus. Õpilased peaksid kirjeldama, et nad nägid Merkuuri idas hommikul enne päikesetõusu. Või õhtul, pärast päikeseloojangut, läänes.
- Millised on kaks kõige heledamat udukogu maa taevas, mis on nähtavad ka palja silmaga, Andromeeda udukogu ja Orioni udukogu, millest need on tehtud ja mis paneb need särama?
Lahendus. Andromeeda udukogu on lähim spiraalgalaktika suured galaktikad Andromeeda tähtkujus. Kaugus Andromeeda udukoguni on umbes 2 miljonit valgusaastat. aastat. Galaktikat võib palja silmaga näha Andromeeda tähtkujus. Selle sära on tingitud kõigi tähtede kombineeritud särast.
Andromeeda galaktikat nimetatakse ka Suureks galaktikaks. spiraalgalaktika. Tuntud numbri M31 all (Messieri kataloogist) ja numbri NGC224 all uuest üldkataloogist. Andromeeda udukogus on kaheksa satelliiti, millest kaks kuulsaimat on M 31 keskpunkti lähedal asuv elliptiline galaktika M 32 (NGC221) ja elliptiline galaktika NGC205. Näiteks teised Andromeda Galaxy M31 satelliidid on vähem eredad kääbusgalaktika, nimega Andromeda VIII, asub taevas elliptilise kääbusgalaktika M32 lähedal.
M31 galaktika nurkläbimõõt on 100′ (16 kpc), kaugus – 670 kpc (umbes 2 miljonit valgusaastat). Absoluutne suurusjärk M=− 21,1 m . Näiv suurusjärk m=3,4 m.
Orioni udukogu (või M 42) on gaasiline udukogu, mis koosneb peamiselt vesinikust (gaasist). See asub meie galaktikas umbes 1000 valgusaasta kaugusel. aastat vana, selle läbimõõt on umbes 16 St. aastat. Selle kuma seletatakse kuuma gaasi kumaga. Orioni udukogu on Orioni tähtkujus palja silmaga nähtav. Seda udukogu nimetatakse mõnikord ka Suureks Orioni udukoguks, et eristada seda teistest Orioni tähtkuju udukogudest. Suurt Orioni udukogu on palja silmaga näha Orioni tähtkujus, nn Orioni vöö all ja sellest vasakul, mis koosneb kolmest kergesti äratuntavast tähest. Gaasi udukogu Suur udukogu Orionis helendab noorte kuumade tähtede tõttu spektriklass V. Nendel tähtedel on võimas ultraviolettkiirgus, mis ioniseerib gaasi Orioni udukogus. Suur Orioni udukogu on tohutu tähtede moodustamise piirkond ja üks kuulsamaid astronoomilisi udukogusid. See asub meile suhteliselt lähedal. Kaugus Orioni udukogust on 460 tk. Udu läbimõõt 35′ või 5 tk. Kaal 300 M Päike.
Õpilased saavad vastata vaid osaliselt, kuid peamine, mida nad vastusesse peavad kirjutama, on nende objektide põhimõtteline erinevus: galaktika, selle kuma tuleneb tähtede helendusest ja gaasiudu, mille kuma seletatakse helendusega. kuumast gaasist.
6. Päikesel tekkis sähvatus, mille tagajärjel paiskus välja plasma. 3 päeva pärast jõudis päikeseplasma väljapaiskumine Maale ja põhjustas tugeva häire Maa magnetosfääris. Millise kiirusega plasma liikus? (1 AU – 150 miljonit km). Jäta tähelepanuta tõsiasi, et päikeseplasma liikumine toimub spiraalselt, kaaluge sirgjoonelist liikumistrajektoori.
Vastus:
V = 150 000 000 km ⋅ 1000 m / 3 ⋅ 24 tundi ⋅ 60 min ⋅ 60 sek = 578703 m/s (või 578 km/s).
Ülevenemaalise astronoomiaolümpiaadi koolietapp
2013-2014 õppeaasta
Tegevusaeg 4 tundi
Iga ülesanne on väärt 8 punkti
Kooli astronoomiaolümpiaad
9. klass
1. Millistel maapealsetel planeetidel on päevane taevas must, sinine ja punakas?
Merkuur, Maa ja Marss.
Lahendus. Merkuuril atmosfäär praktiliselt puudub, valguse hajumine puudub ja taevas on must. Maal on taevas hajumise tõttu sinine päikesevalgusõhumolekulidel, samas kui sinised kiired hajuvad tugevamini kui punased. Marsil on atmosfäär tugevate tolmutormide tõttu küllastunud pisikestest tolmuosakestest, mis on punase värvusega nagu pinnas.
- Joonistage, kuidas kujutate ette meie galaktikat. Milliseid objekte see sisaldab? Kus meie Päike ligikaudu asub?
Lahendus. Joonis peaks peegeldama, et meie galaktika on spiraalne. Galaktika ligikaudsed mõõtmed ja Päikese kaugus Galaktika keskpunktist tuleb hoida sobival skaalal. Väga hea oleks, kui pildil oleks kerasparved. Avatud klastreid ja hiiglaslikke molekulaarpilvi joonisel ei kujutata. sellel skaalal, kuid võib loetleda. Võib loetleda Erinevat tüüpi tähed (tähed põhijärjestus, hiiglased, superhiiglased, valged kääbused, neutrontähed), tähtedevaheline gaas, tähtedevaheline tolm, kuid need objektid ei kajastu joonisel.
Meie galaktika tüüpiline eeldatav muster, mis sarnaneb galaktikaga M31. Nool (galaktiline ketas) näitab Päikese ligikaudset kaugust Galaktika keskpunktist | Kuid meie õpilased saavad kujutada ka tumedat halo meie galaktika helendava aine ümber. Igasuguse mainimise eest tumeaine Soovitav on punkte lisada. |
3. Elliptilisel orbiidil ümber Päikese liikuv Maa on jaanuaris Päikesele ligi 5 miljonit km lähemal kui juulis. Miks siis jaanuaris on külmem kui juulis?
Lahendus. Peamine põhjus hooajalised muutused Maa temperatuuri ja kliimat seostatakse selle pöörlemistelje kaldenurgaga Päikese orbiidi tasapinna suhtes (ekliptika), mis on umbes 66˚. See määrab Päikese kõrguse horisondi kohal (suvel on see kõrgem) ja päeva pikkuse (suvel on päev pikem). Need. suvel rohkem päikeseenergia maandub Maa põhjapoolkeral. Talvel on vastupidi. Sest keskmine tsoon see erinevus ulatub mitu korda. Ja tänu Maa suuremale lähedusele Päikesele talvel kui suvel, on saadud soojuse vahe vaid paar protsenti.
4. Nüüd (27.10.2013 pärastlõunal) võivad horisondi kohal olla näha Veenus, Neptuun, Merkuur, Marss, Jupiter, Uraan ning kääbusplaneedid Pluuto ja Ceres. Kuidas nimetatakse sellist planeetide paigutust? Milline planeet on öösel nähtav?
Lahendus. Sellist planeetide paigutust nimetatakse planeetide paraadiks. Kahjuks pole täna planeetide paraadi õhtul ja öösel näha, kuna päeval on planeedid horisondi kohal, Saturn on nähtav terve öö.
5. Kuu põhifaasi on neli: noorkuu, esimene veerand, täiskuu ja viimane veerand. Uuel kuul F = 0, esimeses kvartalis F = 0,5, täiskuul faas on F = 1,0 ja viimasel veerandil uuestiФ = 0,5. 29. jaanuar 2006 oli noorkuu. Millises faasis oli Kuu 29. märtsil? Millises taevasuunas oli Kuu sellel kuupäeval nähtav? Samal kuupäeval täheldati täielikku päikesevarjutust. Kas see on kahe astronoomilise nähtuse lihtne kokkulangevus?
Tee selgitav joonis.
Vastus: 29. märtsil tuleb noorkuu, seega F = 0. Kuu ei ole nähtav üheski taevasuunas, kuna see on noorkuu.
Just sel kuupäeval toimub täielik päikesevarjutus, mida Moskvas vaadeldakse osalise päikesevarjutusena.
See ei ole pelgalt kokkusattumus, sest päikesevarjutused toimuvad ainult noorkuu ajal.
6. Praegu uurib ja pildistab kosmoseaparaat Cassini planeeti Saturn ja selle kuud. Kaugus Saturnist Päikeseni on 29,46 astronoomilist ühikut. Millise minimaalse aja jooksul jõuab seadme poolt vastuvõetud teave Maale?
Lahendus.
Minimaalne kaugus Maast Saturnini on 29,46 – 1 = 28,46 AU. = 28,46 150000000 = 4,27 10 9 km. Valguse kiirus c = 300 000 km/s, seega jõuab informatsioon Maale ajaga 4,27 10 9 km/300000 km/s = 1,42·10 4 s = 3h 57m.
Ülevenemaalise astronoomiaolümpiaadi koolietapp
2013-2014 õppeaasta
Tegevusaeg 4 tundi
Iga ülesanne on väärt 8 punkti
Kooli astronoomiaolümpiaad
10. klass
1. 29. märtsil 2006 oli Venemaal näha täielik päikesevarjutus. Miks saab täielikku kuuvarjutust vaadelda kogu tohutult riigist korraga, päikesevarjutust aga vaid mitmest kindlast kohast ja eri aegadel? Mida faas tähendab? F = 0,65?
Lahendus. Päikesevarjutust saab näha ainult nendes Maa piirkondades, mida Kuu vari läbib. Varju läbimõõt ei ületa 270 km, seega on täielik päikesevarjutus korraga nähtav vaid väikesel alal maa pind, ja varjuala liigub, seega sisse erinevad punktid Varjutustriibud tekivad erinevatel aegadel. Kuigi päikesevarjutused toimuvad sagedamini kui kuuvarjutused, on päikesevarjutused haruldased kõigis Maa piirkondades. Moskvas vaadeldakse faasiga osalist päikesevarjutust F = 0,65.
Täieliku kuuvarjutuse ajal jääb Kuu tegelikult ilma päikesevalgusest, mistõttu on täielik kuuvarjutus nähtav kõikjalt Maa poolkeral. Kuuvarjutus algab ja lõpeb samaaegselt kõigis geograafilistes punktides, kõigis riikides. Selle nähtuse kohalik aeg on aga erinev.
- Pildil on päikesetõusud ja -loojangud põhjapoolkeral. Too välja, mis on kunstniku viga ja joonista õige pilt.
Lahendus. Ainult 21. märtsi ja 23. septembri pööripäevadel tõuseb Päike idapunktis ja loojub läänepunktis (kõikjal).
Näiteks Moskva jaoksϕ =56° , suvise pööripäeva päeval tõuseb Päike kirdes ja talvise pööripäeva päeval - kagus.
Seetõttu on vaja horisondi külgede suunad joonistada erinevalt: suunata ida nool 21. märtsi päikesetõusu punkti ja lääne nool 21. märtsi päikeseloojangu punkti.
- Millises suunas on Päikese ja Kuu näiline liikumine tähtede suhtes?
Milliseid tähtkuju Päike aasta jooksul läbib, kui palju selliseid tähtkujusid?
Lahendus.
Tähtede suhtes liigub Kuu läänest itta nurkkiirusega umbes 13° päevas.
Tähtede suhtes liigub Päike läänest itta kiirusega ligikaudu 1° päevas.
Päikese näiv aastane teekond läbib kolmteist tähtkuju, alustades punktist kevadine pööripäev: Jäär, Sõnn, Kaksikud, Vähk, Lõvi, Neitsi, Kaalud, Skorpion, Ophiuchus, Ambur, Kaljukits, Veevalaja, Kalad. Kaksteist neist on kutsutud sodiaak.
- India muinasjutt “Valgest vesiroosist” ütleb: “Wabi kergitas nahkkardinat ja ta silmad läksid üllatusest ümmargused nagu öökullil. Tähed – sinakad, rohelised, pisikesed ja veidi suuremad – liigutasid oma kiiri rõõmsalt peaaegu otse tema nina kõrvale!
Mis sellel kirjeldusel viga on?
Lahendus.
Tähe värvus oleneb tähe temperatuurist. Sinakate tähtede temperatuur on kõrge, üle 12000 K. Rohelisi tähti pole. Tähtede näiv suurus vastab erinevatele nähtavatele suurusjärkudele.
"Kiirte segamine" on atmosfääri värisemine.
Seega on vale, et tähtede värv on roheline.
- Päike asub Galaktika keskpunktist 7,5 kpc kaugusel ja liigub kiirusega 220 km/s. Millise aja jooksul päike võtab täispööre Galaktika keskpunkti ümber?
Vastus.
T= = aastat
- Kaks sama kaaluga automaatset planeetidevahelised jaamad(AMS) teevad pehmeid maandumisi: esimene Veenusele, teine Marsile. Millisel planeedil – Maal, Veenusel või Marsil – on need AMC-d kõige suurema kaaluga? Gravitatsioonikiirendus Maal ja Veenusel loetakse samaks ning Marsil g = 3,7 m/s 2 .
Vastus. Raskeim kaal saab olema Maa peal. AMS-i kaal Veenusel on tiheda atmosfääri tõttu väiksem kui Maal (Archimedese seadus). Marsil on AMS-il kõige väiksem kaal.
Ülevenemaalise astronoomiaolümpiaadi koolietapp
2013-2014 õppeaasta
Tegevusaeg 4 tundi
Iga ülesanne on väärt 8 punkti
Kooli astronoomiaolümpiaad
11. klass
1. Milline järgmistest tähtedest – Arcturus, Vega, Capella, Polaris, Sirius – on heledaim täht põhjapoolkera taevas? Millises tähtkujus see asub ja milline on selle ligikaudne näiv suurus?
Lahendus. Kõige särav täht taevas – Siirius. Kuid see täht pole mitte põhjapoolkeral, vaid lõunapoolkeral. Seetõttu on eredaim täht Vega (α Lüüra). Selle näiv suurusjärk on ligikaudu null.
2. Mis on päev Kuul, kuidas on Maa astronaudile Kuul nähtav ja kas Kuul on piirkondi, kus Maa tõuseb ja loojub?
Lahendus. Päikese päev Kuul on võrdne 29,5 Maa päevaga. Maa Kuul ripub taevas praktiliselt liikumatult ega tee samasuguseid liigutusi nagu Kuu Maa taevas. See on tingitud asjaolust, et Kuu on Maa poole alati ühe küljega. Kuid tänu Kuu füüsilistele libratsioonidele (kõikumisele) saab Kuuketta serva lähedal asuvatelt aladelt jälgida Maa regulaarseid päikesetõusu ja -loojanguid. Maa tõuseb ja loojub (tõuseb üle horisondi ja langeb horisondi alla) perioodiga umbes 27,3 maapäeva.
3. Maal muutuvad aastaajad “antifaasis” (kui põhjapoolkeral on suvi, siis lõunapoolkeral on talv). Oletame, et hüpoteetiline planeet pöörleb ümber Päikese väga piklikul elliptilisel orbiidil, mille poolsuurtelg on samuti võrdne 1 AU-ga ja pöörlemistelg on risti tema orbiidi tasandiga. Kuidas aastaajad vahetuvad? Kuidas muutub kliima võrreldes Maa kliimaga?
Lahendus. Sellisel planeedil toimub aastaaegade vaheldumine sünkroonselt ja mitte antifaasis, nagu Maal või Marsil. Apoheeli lähedal kogu planeedil mõlemal poolkeral sünkroonselt tinglik talv ja periheeli lähedal tinglik suvi. "Tingimuslik", sest üldtunnustatud mõisted sellise planeedi poolustel tuleb igavene talv... Siis määrab aastaajad, olenevalt ainult soojuse voolust, kogu planeedil ainult selle asend orbiidil, mis tähendab, et need muutuvad igal pool sünkroonselt. Kliima sellisel planeedil on hoolimata samast poolsuurteljelt a = 1 AU karmim, talved külmemad ja pikemad vastavalt Kepleri teisele seadusele (nii tee on pikem kui ka kiirus aeglasem).
4. Selgitage, miks Saturni satelliit Titan suutis oma atmosfääri säilitada, kuid Merkuur mitte?
Vastus. Titaanil ja Merkuuril on sarnased massid ja suurused, kuid Merkuur on Päikesele palju lähemal ja saab sealt palju rohkem soojust. Kuumas atmosfääris on osakestel suur kiirus ja nad liiguvad planeedilt kergemini eemale. Seetõttu ei säilitanud Merkuur atmosfääri. Titani külm atmosfäär on palju stabiilsem.
5. Kaks neutrontähte tiirlevad ringikujulisel orbiidil ümber ühise massikeskme perioodiga 7 tundi. Millisel kaugusel nad asuvad, kui nende massid rohkem massi Päike 1,4 korda? Päikese mass M◉ = 2·10 30 kg.
Lahendus. Tähed asuvad üksteisest 2R kaugusel. F haud. =G⋅
Teisest küljest F =
3 ⋅ 10 6 m, väiksem kui Maa suurus.
6. Väga haruldane ja äärmiselt huvitav astronoomiline nähtus- planeedi Veenuse läbimine üle Päikese ketta. 6. mail 1761, kui planeet Veenus läks üle Päikese ketta, asus M.V. Lomonosov avastas Veenuse lähedal atmosfääri olemasolu, tõlgendades esimest korda õigesti päikeseserva "punnimist" Veenuse kahekordsel läbimisel päikeseketta servast.
Veenuse transiidid üle Päikese ketta on rühmitatud paaridesse, mille intervall on 8 aastat. Ja paaride vahel möödub kas 121,5 aastat või 105,5 aastat.
Siin on nimekiri neljast paarist:
- Millised planeedid võivad läbida Päikese ketta? Milline neist läbib päikeseketta sagedamini ja miks?
- Kuidas Veenus ületab Päikese ketta, paremalt vasakule või vasakult paremale?
- Miks täheldatakse transiite ainult juuni alguses ja detsembris?
- Miks peab kahe järjestikuse läbimängu vahele jääma vähemalt 8 aastat?
Lahendus. Millised planeedid võivad läbida Päikese ketta? Milline neist läbib päikeseketta sagedamini ja miks?
Merkuur ja Veenus võivad läbida Päikese ketta.
Kui kõik orbiidid asetsevad täpselt samal tasapinnal, siis võiksime iga madalama konjunktsiooni juures jälgida, kuidas planeet projitseerub mõneks ajaks päikesekettale, seda aeglaselt ületades. vasakult paremale . Kuna Merkuuri ja Veenuse tegelikud orbiidid on aga kallutatud Maa orbiidi tasapinnale (vastavalt 7,0 ja 3,4 kraadi võrra), läbivad need planeedid ühenduse hetkedel palju sagedamini veidi üle- või allapoole. Päikese ketas, mis peidab end usaldusväärselt selle kiirte käes ja jääb vaatlusele kättesaamatuks.
Veenuse orbiit on ekliptika suhtes 3,4 kraadi kaldu, mistõttu saame Veenust Päikese taustal vaadelda vaid neil hetkedel, mil nii tema kui ka Maa on Veenuse orbiidi ühe sõlme lähedal. Juunis ja detsembris asub Veenus oma orbiidi sõlmede joone lähedal - ekliptika tasapinnal. Teistel kuudel on läbipääsud lihtsalt võimatud Veenuse orbiidi kalde tõttu ekliptikatasandile.
Selle tõusva sõlme pikkuskraad on 76,7 kraadi. Selleks, et Maa saaks kevadise pööripäeva punktist (21. märts) (me loeme seda ringikujuliseks) mööda oma orbiiti sellist rada läbida, on vaja
(76,7 °⋅ 365 päeva) / 360 ° = 78 päeva.
Saame Veenuse võimaliku üle Päikese läbimise kuupäeva:
Kuupäev on muidugi ligikaudne, kuna kalender (liht- või liigaaasta) võib seda 1-2 päeva võrra muuta ja lõplik nurga suurus Päike võimaldab läbida oma ketta 2-3 päeva jooksul enne või pärast Veenuse ekliptika ületamist (0,5° / sin 3,4 ° = 8,4 ° ; Veenus läbib need 5 päevaga).
Noh, teine võimalik kuupäev tuleb siis, kui Maa möödub allavoolu sõlm Veenuse orbiit – kuus kuud hiljem.
Viimane küsimus on väga raske.
Miks peab kahe järjestikuse läbimängu vahele jääma vähemalt 8 aastat?
Maa ja Veenus peavad üheaegselt läbima Veenuse orbitaalsõlme ümbrust 2-3 päeva täpsusega, s.o. kuni 1/100 aastast. Veenuse orbitaal- 0,61521 aastat. Korrutades selle järjestikku täisarvudega (1, 2, 3, ...), saame esimest korda täisarvu, mille täpsus on suurem kui 1/100, kui korrutada 13-ga:
0,61521 aastat ⋅ 13 = 7,998 aastat
Need. pärast Veenuse 13 ja Maa 8 pööret koonduvad nad uuesti Veenuse orbiidi valitud punkti. Kui see oli Veenuse orbiidi sõlmpunkt, siis 8 aasta pärast on see sama.
5-6 klass
2004. aastal ei toimunud kevadine pööripäev, nagu tavaliselt, 21. märtsil, vaid 20. märtsil kell 06:49 UT (universaalaeg) Kuna me polnud sel hetkel veel suveajale üle läinud, siis oli kell 09:49. Moskva.
2. jaanuaril 2005 oli Maa periheelis, Päikesest 14,7 miljoni km kaugusel. Millal (ligikaudu) on Maa afeelis? Tee selgitav joonis
Millal võib Kuu suvel või talvel horisondi kohal kõrgemale tõusta ja miks? Ja mis kõrgusele?
LINNAOLÜMPIAADI RAJOONORINGI EESMÄRGID
2. jaanuaril 2005 oli Maa periheelis, Päikesest 14,7 miljoni km kaugusel. Millal (ligikaudu) on Maa afeelis? Tee selgitav joonis. Miks ei kattu afeelipunkt talvise pööripäeva punktiga ja periheelipunkt suvise pööripäevaga?
Planeetidevaheline sõiduk tiirleb ümber Maa madalal ringikujulisel orbiidil, mis asub ekliptika tasapinnal. Millise minimaalse kiiruse tuleb sellele laevale anda, et ta saaks ilma täiendavate manöövrite ja mootoreid sisse lülitamata minna Kuiperi vöö objekte uurima?
Eile oli Venemaa Euroopa osast võimalik jälgida sel õppeaastal Antarese Kuu-okultatsioonide sarja algust (4. veebruar, 3. märts, 30. märts, 26. aprill, 24. märts, 24. mai, 20. juuni 2005). Tähtede varjamine Kuu poolt toimub nii, et vaatleja näeb tähe kadumist Kuuketta idaservas ja taasilmumist lääneservas.
ASTRONOOMIAST JA KOSMOSEFÜÜSIKAS 2005. a 5-6 klass
Teadaolevalt on võimalik määrata kardinaalseid suundi päripäeva. Kuidas saab seda teha Moskvas, ekvaatoril ja Austraalias?
Kaks korda aastas, kevadistel ja sügisestel pööripäevadel, tõuseb Päike peaaegu täpselt idast. Kui pikk on sel päeval Moskvas päev ja öö? Millisest tähistaeva poolkerast (taevasfäärist) Päike millisele poolkerale liigub?
Kevadine pööripäev saabub siis, kui Päike lahkub lõunapoolkera taevasfäär põhja poole. Tavaliselt juhtub see 21. märtsi paiku. Sügisene pööripäev saabub siis, kui Päike liigub taevasfääri põhjapoolkeralt lõunasse, tavaliselt 23. septembril.
Millistel maapealsetel planeetidel on päeval must, sinine ja punakas taevas?
Merkuuril atmosfäär praktiliselt puudub, valguse hajumine puudub ja taevas on must. Maal on taevas sinine tänu päikesevalguse hajumisele õhumolekulide poolt, kusjuures siniseid kiireid hajub rohkem kui punaseid. Marsil on atmosfäär tugevate tolmutormide tõttu küllastunud pisikestest tolmuosakestest, mis on punase värvusega nagu pinnas.
Millal võib Kuu suvel või talvel horisondi kohal kõrgemale tõusta ja miks? Ja millal on Kuu Moskvas horisondi kohal madalamal? Suvi või talv ja miks?
h = 90 = 57
Kus on Moskva laiuskraad =56.
Päikesesüsteem sisaldab erinevaid kosmoseobjektid– komeedid, Päike, esimene asteroidivöö, Kuiperi vöö objektid, Oorti pilv, planeedid. Joonista päikesesüsteemi ehituse joonis.
Õpilased, kes märkisid, et Neptuuni orbiidist kaugemal on Kuiperi vöö ja Oorti pilv, kes märkisid õigesti positsiooni 9 suuremad planeedid(Elavhõbe, Veenus, Maa, Marss, Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun ja Pluuto), punktide arv suureneb.
LAHENDUSED LINNAOLÜMPIADI RAJOONORINGI PROBLEEMIDELE
ASTRONOOMIAST JA KOSMOSEFÜÜSIKAS 2005. a 7-8 klass
2004. aastal ei toimunud kevadine pööripäev, nagu tavaliselt, 21. märtsil, vaid 20. märtsil kell 06:49 UT (universaalaeg) Kuna me polnud sel hetkel veel suveajale üle läinud, siis oli kell 09:49. Moskva Miks see juhtus? Millal toimub kevadine pööripäev järgmistel aastatel? Kui pikk on sel päeval päev ja öö? Astronoomiline kevad algab kevadise pööripäeva hetkest. Mis päevani see 2005. aastal jätkub?
Tänapäeval liigub Päike kogu Maal üle taeva päikesetõusust päikeseloojanguni peaaegu täpselt 12 tunniga (ilma murdumist arvesse võtmata) ning seetõttu on päeva ja öö pikkus kõikjal sama.
Kevadise pööripäeva hetkest algab astronoomiline kevad, mis kestab suvise pööripäevani, mis 2005. aastal saabub 21. juunil.
Miks täisfaas päikesevarjutus kestab palju vähem kui kuuvarjutuse kogufaas.
Täieliku ajal kuuvarjutus Kuu kaob täielikult maa varju koonusesse. Kuuvarjutuse kogufaas kestab palju kauem (tunde) kui päikesevarjutuse kogufaas (minutites).
2. jaanuaril 2005 oli Maa periheelis, Päikesest 14,7 miljoni km kaugusel. Millal (ligikaudu) on Maa afeelis? Tee selgitav joonis.
Mitme kraadi võrra ületab ekvaatori lähedal asuv päikeselaik (tiirlemisperiood on 25 päeva) ühe pöördega teisest 30-kraadisel laiuskraadil asuvast päikeselaigust (periood 26,3 päeva)?
Olgu mõlemad laigud esmalt Päikese keskmeridiaanil, st mõlemat poolust ühendaval ja nähtavat keskpunkti läbival joonel. Kui suure laiuskraadiga koht pöörleb aeglasemalt, siis olgu see 26,3 päeva pärast uuesti keskmeridiaanil. See tähendab, et ekvaatoril asuv koht möödub esimesest punktist kaare võrra, millest möödub veel 1,3 päeva pärast. Päeva jooksul möödub ekvatoriaalne päikeselaik kaare võrra 
.
1,3 päevaga nihkub ekvaatorilaik 14,41,3=18,7.
Joonistage, kuidas kujutate ette meie galaktikat. Milliseid objekte see sisaldab? Kus meie Päike ligikaudu asub?
LAHENDUSED LINNAOLÜMPIADI RAJOONORINGI PROBLEEMIDELE
ASTRONOOMIAST JA KOSMOSEFÜÜSIKAS 2005, 9.–10.
Aastaajad Maal muutuvad “antifaasis” (kui põhjapoolkeral on suvi, siis lõunapoolkeral on talv). Oletame, et hüpoteetiline planeet pöörleb ümber Päikese väga piklikul elliptilisel orbiidil, mille poolsuurtelg on samuti võrdne 1 AU-ga ja pöörlemistelg on risti tema orbiidi tasandiga. Kuidas aastaajad vahetuvad? Kuidas muutub kliima võrreldes Maa kliimaga?
Sellisel planeedil toimub aastaaegade vaheldumine sünkroonselt ja mitte antifaasis, nagu Maal või Marsil. Apoheeli lähedal kogu planeedil mõlemal poolkeral sünkroonselt tinglik talv ja periheeli lähedal tinglik suvi. “Tingimuslik”, sest üldtunnustatud mõistes on sellise planeedi poolustel igavene talv... Siis määrab aastaajad, olenevalt ainult soojuse voolust, kogu planeedil ainult selle asend orbiidil , mis tähendab, et need muutuvad kõikjal sünkroonselt. Kliima sellisel planeedil on hoolimata samast poolsuurteljelt a = 1 AU karmim, talved külmemad ja pikemad vastavalt Kepleri teisele seadusele (nii tee on pikem kui ka kiirus aeglasem).
Millal võib Kuu suvel või talvel horisondi kohal kõrgemale tõusta ja miks? Ja millal on Kuu Moskvas horisondi kohal madalamal? Suvi või talv ja miks?
h = 90 = 57
Kus on Moskva laiuskraad =56.
22. detsember Päike on kõige madalamal horisondi kohal Moskvas. Päev on kõige pikem. Talvine pööripäeva punkt on Kaljukitse märk – sellel on Päikesel minimaalne deklinatsioon = 23. Päikese kõrgus horisondi kohal on umbes 11.
Nurk Kuu orbiidi tasandi ja ekliptika tasandi vahel on 5°. Kuu maksimaalne kõrgus horisondi kohal juunis on 62. Minimaalne kõrgus Kuu horisondi kohal - 6.
Kuidas nimetatakse neid taevasfääri punkte, kus ekliptika lõikub taevaekvaatoriga? Millistele kuupäevadele see vastab? Mitu tundi kestavad Moskvas sel ajal öö ja päev? Millistes tähtkujudes need punktid olid 2000 aastat tagasi ja millistes tähtkujudes on need praegu ja miks?
Taevasfääri kaks punkti, milles ekliptika lõikub taevaekvaatoriga. Lõunapoolkeralt põhja poole liikudes läbib Päike kevadise pööripäeva 20. või 21. märtsil ja sügisese pööripäeva tagasi 22. või 23. septembril. Tänapäeval liigub Päike kogu Maal üle taeva päikesetõusust päikeseloojanguni peaaegu täpselt 12 tunniga (ilma murdumist arvesse võtmata) ning seetõttu on päeva ja öö pikkus kõikjal sama. Läbi kevadise pööripäeva punkti (vanad nimed - “kevadepunkt” või “Jäära alguspunkt”, märk ) algmeridiaanid ekliptika ja ekvaatori koordinaatsüsteemides. Umbes 2000 aastat tagasi, Hipparkhose ajal, asus see punkt Jäära tähtkujus. Presessiooni tulemusena on see liikunud umbes 20 o läände ja asub praegu Kalade tähtkujus. Sügisese pööripäeva punkt oli varem Kaaludes (märk ), nüüd aga Neitsis.
Kaks võrdse massiga automaatset planeetidevahelist jaama (AIS) teevad pehme maandumise: esimene Veenusele, teine Marsile. Millisel planeedil – Maal, Veenusel või Marsil – on need AMC-d kõige suurema kaaluga? Gravitatsioonikiirendust Maal ja Veenusel peetakse samaks ning Marsil g = 3,7 m/s 2 .
Suurim kaal saab olema Maal. AMS-i kaal Veenusel on tiheda atmosfääri tõttu väiksem kui Maal (Archimedese seadus). Marsil on AMS-il kõige väiksem kaal.
Kaks neutrontähte tiirlevad ringikujulisel orbiidil ümber ühise massikeskme perioodiga 7 tundi. Millisel kaugusel nad asuvad, kui nende mass on 1,4 korda suurem kui Päikese mass? Päikese mass M = 2·10 30 kg.
Teisest küljest F = 
= 310 6 m, väiksem kui Maa suurus.
LINNAOLÜMPIAADI RAJOONORINGI EESMÄRGID
ASTRONOOMIAST JA RUUMIFÜÜSIKAst 2005 11. klass
Millal tõuseb Kuu suvel või talvel kõige kõrgemale horisondi kohale ja miks? Ja millal on Kuu Moskvas kõige madalamal horisondi kohal? Suvi või talv ja miks?
h = 90 = 57
Kus on Moskva laiuskraad = 56.
22. detsember Päike on kõige madalamal horisondi kohal Moskvas. Päev on kõige pikem. Talvine pööripäeva punkt on Kaljukitse märk. Selles on Päikesel minimaalne deklinatsioon = 23. Päikese kõrgus horisondi kohal on umbes 11.
Nurk Kuu orbiidi tasandi ja ekliptika tasandi vahel on 5°. Kuu maksimaalne kõrgus horisondi kohal juunis on 62. Kuu minimaalne kõrgus horisondi kohal on 6.
2. jaanuaril 2005 oli Maa periheelis, Päikesest 14,7 miljoni km kaugusel. Millal (ligikaudu) on Maa afeelis? Tee selgitav joonis. Miks ei kattu afeelipunkt suvise pööripäeva punktiga ja periheelipunkt talvise pööripäevaga?
Vajalik on joonis.
Millisel planeedil Merkuur või Marss lendab vabalangemises keha 10 sekundiga kaugemale? Elavhõbeda mass on 0,055 M, raadius 0,38 R. Marsi mass on 0,107 M, raadius 0,53 R.
Vaba langemise korral läbib keha vahemaa, mis on võrdne 
, kus g on vaba langemise kiirendus.
Leiame valemi abil vaba langemise kiirenduse
.
Asendades massi ja raadiuse väärtused, saame, et g Merkuuri = g Marsi = 3,8 m/s 2, seega lendab mõlemal planeedil vabalangemises olev keha sama kaugele ilma atmosfääri hõõrdumist arvesse võtmata.
Planeetidevaheline sõiduk tiirleb ümber Maa madalal ringikujulisel orbiidil,
lamades ekliptika tasapinnal. Mis on minimaalne kiiruse juurdekasv
on vaja anda see laev, et see saaks, ilma järgnevate manöövriteta ja
pane mootorid käima ja mine Kuiperi vöö objekte uurima?
Lahendus.
ja Maa lähedusest sinna jõudmiseks peab aparaat arenema
teiseks põgenemiskiirus Päikese suhtes võrdub 42,1 km/s. Aga
Maa ise liigub Päikese suhtes kiirusega 29,8 km/s ja
sõiduki kiirus Maa suhtes pärast gravitatsiooni ületamist
võib olla võrdne kõigega u= 12,3 km/s. Enne gravitatsiooniväljast lahkumist
Maa, olles selle pinna lähedal, peaks seadme kiirus olema
olla võrdne
= 16,6 km/s ( V 2 – teine põgenemiskiirus
Maa puhul 11,2 km/s).
Ringikujulisel orbiidil liikudes oli seadmel esimene põgenemiskiirus V 1 võrdub 7,9 km/s. Seetõttu minimaalne kiiruse juurdekasv
(kui seade liigub Maaga samas suunas) on võrdne
V = V 3 - V 1 = 8,7 km/s.
Mitu korda on ülihiidtäht heledusega 10 000 L suurem kui põhijada täht, kui nende temperatuur on sama ja võrdne 5800?
Põhijada täht, mille temperatuur on 5800, on Päike. Päikese heledus L =1.
L = T 4 4R 2 .
Nende temperatuur on võrdne.
Kust tuleb ülihiiu raadius 100 korda suurem kui raadius põhijada tähed (päike).
- Tõlge
Neutrontähe tuum on nii ekstreemses olekus, et füüsikud ei suuda selle sees toimuvas üksmeelele jõuda. Kuid uus kosmoseeksperiment – ja mõned kokku põrkuvad neutronitähed – peaksid näitama, kas neutronid võivad laguneda
Hoiatused hakkasid saabuma 17. augusti varahommikul. Kahe neutrontähe – surnud tähtede tiheda tuuma – kokkupõrkel tekkinud gravitatsioonilained uhtusid Maad. Rohkem kui 1000 füüsikut aLIGOs (Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) tormasid dešifreerima aegruumi vibratsioone, mis pika äikeseplaksuna detektoritest läbi veeresid. Tuhanded astronoomid võistlesid õiguse pärast järelhelendust näha. Kogu segadus hoiti aga ametlikult saladuses. Oli vaja andmeid koguda ja teadustöid kirjutada. Välismaailm ei pidanud sellest veel kahe kuu jooksul teada saama.
See range keeld pani Jocelyn Reedi ja Katerino Chatzioanou, kaks LIGO koostöö liiget, ebamugavasse olukorda. 17. päeva pärastlõunal pidid nad juhtima konverentsi, mis oli pühendatud küsimusele, mis juhtub kujuteldamatutes tingimustes neutrontähe sisemuses. Ja nende teema oli täpselt see, kuidas kahe neutrontähe ühinemine peaks toimuma. „Läksime vaheajal välja, istusime maha ja vaatasime teineteisele otsa,” ütleb Cal State Fullertoni professor Reed. "Kuidas me siis seda teeme?"
Füüsikud on aastakümneid vaielnud selle üle, kas neutrontähed sisaldavad uut tüüpi ainet, mis tekib siis, kui täht lõhub tavapärase prootonite ja neutronite maailma ning loob uusi interaktsioone kvarkide või muude eksootiliste osakeste vahel. Vastus sellele küsimusele heidaks valgust ka supernoova ümbritsevatele astronoomilistele mõistatustele ja raskete elementide, nagu kuld, ilmumisele.
Lisaks LIGO-ga kokkupõrgete jälgimisele on astrofüüsikud välja töötanud loovaid meetodeid neutrontähe uurimiseks. Ülesanne on välja selgitada selle sisemiste kihtide omadused. Kuid LIGO signaal ja teised sarnased – mida kiirgavad kaks neutrontähte, mis tiirlevad ümber ühise massikeskme, tõmbuvad teineteise poole ja lõpuks põrkuvad kokku – pakub probleemile täiesti uut lähenemist.
Kummaline asi
Neutronitäht on massiivse tähe kokkusurutud tuum, supernoovast järele jäänud väga tihedad söed. Selle mass on võrreldav päikese omaga, kuid see on kokku surutud linna suuruseks. Seega on neutrontähed Universumi kõige tihedamad ainereservuaarid – "viimane aine musta augu serval," ütleb St. Louisis asuva Washingtoni ülikooli füüsik Mark Alford.Sellisesse tähte puurides oleksime lähemal teaduse tipptasemele. Paarisentimeetrised normaalsed aatomid – enamasti raud ja räni – lebavad pinnal nagu erepunane kate universumi kõige tihedamatest imetavatest kommidest. Seejärel surutakse aatomid kokku nii palju, et nad kaotavad elektrone ühismerre. Veelgi sügavamal hakkavad prootonid muutuma neutroniteks, mis on nii lähedal, et hakkavad üksteisega kattuma.
Neutrontähe erakordne tuum. Füüsikud alles arutavad, mis seal sees täpselt on. Siin on mõned põhiideed.
Traditsiooniline teooria
Atmosfäär – kerged elemendid nagu vesinik ja heeliumVäliskest - raua ioonid
Sisemine kest on ioonide võre
Välimine tuum - neutronirikkad ioonid vabade neutronite meres
Mis sees on?
- Kvargi tuumas lagunevad neutronid üles ja alla kvarkideks.
- Hüperonis on neutronid, mis koosnevad kummalistest kvarkidest.
- Kaonis kahekvargi osakesed ühe kummalise kvargiga.
Teised astrofüüsikud arvavad teisiti. Nukleonid ei ole elementaarosakesed. Need koosnevad kolmest kvargist [ - u. tõlge]. Uskumatult tugeva surve all võivad kvargid moodustada uue oleku – kvarkaine. "Nuklonid ei ole piljardipallid," ütleb Poola Wroclawi ülikooli füüsik David Blaschke. "Nad näevad rohkem välja nagu kirsid. Sa võid neid natuke pigistada, aga ühel hetkel purustad.
Kuid mõned inimesed arvavad, et kvargimoos on liiga lihtne. Teoreetikud on pikka aega arvanud, et neutrontähe sisse võivad tekkida võõraste osakeste kihid. Kokkusurutud neutronite energiat saab muundada raskemate osakeste loomiseks, mis sisaldavad mitte ainult prootoneid ja neutroneid moodustavaid üles ja alla kvarke, vaid ka raskemaid ja eksootilisemaid kummalisi kvarke.
Näiteks võivad neutronid anda teed hüperonitele, kolmekvargiosakestele, mis sisaldavad vähemalt ühte kummalist kvarki. Laboratoorsetes katsetes saadi hüperonid, kuid need kadusid peaaegu kohe. Need võivad neutrontähtedes stabiilselt eksisteerida miljoneid aastaid.
Teise võimalusena võib neutrontähtede peidetud sügavused täita kaoonidega, mis on samuti valmistatud kummalistest kvarkidest, mis kogunevad ühes kvantolekus üheks ainetükiks.
Kuid mitu aastakümmet oli selle uurimistöö valdkond ummikus. Teoreetikud on välja pakkunud ideid selle kohta, mis võib juhtuda neutrontähtede sees, kuid need keskkonnad on nii ekstreemsed ja võõrad, et katsed Maal ei suuda vajalikke tingimusi taastada. Brookhaveni riiklikus laboris ja CERNis purustavad füüsikud raskeid tuumasid, nagu kuld ja plii, üksteise sisse. See loob aine oleku, mis meenutab osakeste suppi, milles esinevad vabad kvargid, mida nimetatakse kvark-gluoonplasmaks. Kuid see aine osutub haruldaseks, mitte tihedaks ja selle miljardite või triljonite kraadide temperatuur on palju kõrgem kui neutrontähe sisemuses, mille sees valitsevad suhteliselt jahedad miljonid kraadid.
Isegi aastakümneid vana teooria, mis kirjeldab kvarke ja tuumasid, "kvantkromodünaamika" või QCD, ei suuda neile küsimustele vastata. Suhteliselt külmas ja tihedas keskkonnas QCD uurimiseks vajalikud arvutused on nii kohutavalt keerulised, et neid ei saa teha isegi arvutis. Teadlastele jäävad ülelihtsustused ja trikid.
Ainus võimalus on uurida neutrontähti ise. Kahjuks on need väga kauged, hämarad ja väga raske mõõta midagi muud peale nende kõige põhilisemate omaduste. Asja teeb hullemaks see, et kõige huvitavam füüsika toimub nende pinna all. "Olukord on nagu labor, kus toimub midagi hämmastavat," ütleb Alford, "kuigi näete ainult selle akendest tulevat valgust."
Kuid uue põlvkonna katsetega võivad teoreetikud sellele peagi lõpuks hea ülevaate saada.
NICER instrument vahetult enne ISS-ile starti. See jälgib neutrontähtede röntgenikiirgust
Pehme või kõva?
Ükskõik, mis asub neutrontähe tuumas – vabad kvargid, kaooni kondensaadid, hüperonid või vanad head nukleonid –, peab see materjal vastu pidama Päikese omast suuremale gravitatsioonile. Vastasel juhul kukuks täht kokku mustaks auguks. Kuid erinevaid materjale saab gravitatsiooni toimel erineval määral kokku suruda, mis määrab tähe maksimaalse võimaliku kaalu antud füüsilise suuruse jaoks.Väljapoole jääma sunnitud astronoomid harutavad seda ahelat lahti, püüdes mõista, millest neutrontähed koosnevad. Ja selle jaoks oleks väga hea teada, kui pehmed või kõvad need kompressiooni all on. Selle väljaselgitamiseks peavad astronoomid mõõtma erinevate neutrontähtede masse ja raadiusi.
Neutrontähtedest on kõige lihtsam kaaluda pulsarid: kiiresti pöörlevad neutrontähed, mille raadiokiir läbib iga pöördega Maad. Umbes 10% 2500 teadaolevast pulsarist kuulub kahendsüsteemidesse. Kui need pulsarid liiguvad, muutuvad nende impulsid, mis peaksid korrapäraste ajavahemike järel Maale jõudma, paljastades pulsaride liikumise ja asukoha nende orbiidil. Ja teades orbiite, saavad astronoomid Kepleri seadusi ning Einsteini ja Üldrelatiivsusteooria täiendavaid parandusi kasutades leida nende paaride massid.
Seni suurim läbimurre on olnud ootamatult tervete neutrontähtede avastamine. 2010. aastal teatas Virginia riikliku raadioastronoomia vaatluskeskuse Scott Ransomi juhitud meeskond, et mõõtis pulsari massi ja leidis, et see on kaks korda suurem kui Päikese mass – palju suurem kui varem nähtud. Mõned isegi kahtlesid selliste neutrontähtede olemasolu võimalikkuses; see toob kaasa tõsiseid tagajärgi meie arusaamale aatomituumade käitumisest. "See on nüüd üks kõige sagedamini tsiteeritud pabereid pulsarite vaatlemise kohta ja see kõik on tänu tuumafüüsikutele, " ütleb Ransom.
Mõnede neutrontähtede mudelite kohaselt, mis väidavad, et gravitatsioon peaks neid tugevalt kokku suruma, peaks selle massiga objekt kokku kukkuma mustaks auguks. Kaonkondensaadid kannataksid sel juhul, kuna need on üsna pehmed, samuti ei sobi see mõnele kvantaine ja hüperonite variandile, mis samuti liiga palju kokku tõmbuks. Mõõtmist kinnitas veel ühe neutrontähe, kahe päikesemassi avastamine 2013. aastal.
Arizona ülikooli astrofüüsik Feryal Ozel viis läbi mõõtmised, mis näitavad, et neutrontähtede tuumad sisaldavad eksootilist ainet.
Raadiustega on asjad veidi keerulisemad. Astrofüüsikud, nagu Feryal Özel Arizona ülikoolist, on välja töötanud erinevaid tehnikaid neutrontähtede füüsilise suuruse arvutamiseks, jälgides nende pinnalt lähtuvat röntgenikiirgust. Siin on üks võimalus: saate mõõta kogu röntgenikiirgust, kasutada seda pinnatemperatuuri hindamiseks ja seejärel arvutada neutrontähe suurus, mis on võimeline selliseid laineid kiirgama (korrigeerides seda, kuidas nad gravitatsiooni mõjul painduvad). Samuti saate otsida neutrontähe pinnalt kuumi kohti, mis pidevalt nähtavale ilmuvad ja kaovad. Tähe tugev gravitatsiooniväli muudab nende kuumade punktide põhjal valgusimpulsse. Kui olete tähe gravitatsiooniväljast aru saanud, saate selle massi ja raadiuse rekonstrueerida.
Kui uskuda neid Ozeli arvutusi, siis selgub, et kuigi neutrontähed võivad olla üsna rasked, jääb nende suurus 20-22 km diameetri vahemikku.
Ozel ütleb, et nõustumine, et neutrontähed on väikesed ja massiivsed, "paneb teid heas mõttes kasti". Ta ütleb, et sellised peaksid neutrontähed välja nägema, täis interakteeruvaid kvarke, ja et ainult nukleonitest koosnevatel neutrontähtedel peaks olema suur raadius.
Stony Brooki ülikooli astrofüüsik James Lattimer väidab, et neutronid jäävad neutrontähtede tuumades puutumatuks.
Kuid Lattimer kahtleb teiste kriitikute hulgas röntgenimõõtmistel kasutatud eeldustes – ta usub, et need on vigased. Ta arvab, et need võivad tähtede raadiust liigselt vähendada.
Mõlemad konkureerivad pooled usuvad, et nende tüli laheneb peagi. Eelmise aasta juunis toimetas SpaceXi 11. missioon ISS-ile 372 kg kaaluva kasti, mis sisaldas Neutron star Interior Composition Explorer (NICER) röntgenteleskoopi. Praegu andmeid koguv Naiser on mõeldud neutrontähtede suuruse määramiseks, uurides nende pinnal olevaid kuumi kohti. Katse peaks andma paremad neutrontähtede raadiused, loendades pulsarid, mille massid on mõõdetud.
"Me kõik ootame tulemusi väga," ütleb Blaschke. Kasvõi ühe neutrontähe massi ja raadiuse täpne mõõtmine kõrvaldab koheselt paljud usutavad teooriad, mis kirjeldavad selle sisemist struktuuri, ning alles jäävad vaid need, mis annavad teatud suuruse ja kaalu suhte.
Ja nüüd on katsetega liitunud ka LIGO.
Alguses käsitleti signaali, mida Reed 17. augustil kohvi taga arutas, mustade aukude, mitte neutrontähtede kokkupõrke tulemusena. Ja see oli loogiline. Kõik varasemad LIGO signaalid pärinevad mustadest aukudest, mis on arvutuslikult paremini jälgitavad objektid. Kuid kergemad objektid osalesid selle signaali genereerimises ja see kestis palju kauem kui mustade aukude ühinemine. "On selge, et see ei olnud süsteem, mille järgi me treenisime," ütles Reed.
Kui kaks musta auku spiraalivad kokku, kiirgavad nad gravitatsioonilainetena orbiidienergiat aegruumi. Kuid LIGO poolt vastuvõetud uue 90-sekundilise signaali viimasel sekundil koges iga objekt midagi, mida mustad augud ei koge: see deformeerus. Paar objektid hakkasid üksteise ainet venitama ja kokku suruma, tekitades laineid, mis eemaldasid nende orbiitidelt energia. See põhjustas nende kokkupõrke kiiremini kui muidu.
Pärast kuudepikkust meeletut arvutisimulatsioonitööd on Reedi rühm LIGO-s avaldanud oma esimese mõõtmise nende lainete mõju kohta signaalile. Praegu on meeskonnal ainult ülempiir – mis tähendab, et lainete mõju on nõrk või isegi lihtsalt märkamatu. See tähendab, et neutrontähed on füüsiliselt väikesed ja nende ainet hoitakse keskuse ümber väga tihedas olekus, mis takistab selle loodete venitamist. "Ma arvan, et esimene gravitatsioonilainete mõõtmine kinnitab seda, mida röntgenvaatlused ütlesid," ütleb Reed. Kuid see pole veel lõpp. Ta loodab, et sama signaali keerukam modelleerimine annab täpsema hinnangu.
Nicer ja LIGO pakuvad uusi viise neutrontähtede uurimiseks ning paljud eksperdid on optimistlikud, et lõplikud vastused sellele, kuidas materjal gravitatsioonile vastu peab, ilmnevad lähiaastatel. Kuid teoreetikud nagu Alford hoiatavad, et lihtsalt neutrontähe aine pehmuse mõõtmine ei räägi kogu lugu.
Võib-olla räägivad teised märgid teile rohkem. Näiteks peaksid neutrontähtede jahtumiskiiruse pidevad vaatlused võimaldama astrofüüsikutel spekuleerida nende sees olevate osakeste ja nende energia kiirgamise võime üle. Või uurides, kuidas nad aeglustuvad, võib aidata määrata nende sisemuse viskoossust.
Kuid igal juhul on Alfordi arvates väärt ülesanne lihtsalt teada, mis hetkel toimub aine faasiüleminek ja milleks see muutub. "Erinevates tingimustes eksisteeriva aine omaduste uurimine on üldiselt füüsika, " ütleb ta.