Alternativ 17.
1. For krystallinske modifikasjoner av titan, bestem koordinasjonstallene og beregn stablingskoeffisientene. Forklar hvorfor titan er en god karbiddanner?
Titan - Ti eksisterer i to krystallinske modifikasjoner: α-Ti med et sekskantet tettpakket gitter, β-Ti med kubisk kroppssentrert pakking, temperaturen på den polymorfe transformasjonen α↔β er 882 °C.
Lavtemperatur polymorf modifikasjon av titan -Ti Det har tettpakket heksagonalt gitter (HPU).
Så Ti (22) er en sterkere karbiddanner enn Fe (26), i sin tur er zirkonium (40) sterkere enn Tc (43).
2. Forklar innflytelsen av typen krystallstruktur til et metall på dets duktilitet. Illustrer skyvesystemer for O.C.C.
Under deformasjon ved glidning beveger en del av krystallen seg i en bestemt retning i forhold til en annen langs et krystallografisk plan (fig. 4). Planet og glideretningen danner et glidesystem.
3. Tegn et fasediagram av jern - jernkarbid, angi de strukturelle komponentene i alle områder av diagrammet, beskriv prosessene for krystallisering og transformasjoner i fast tilstand for en legering som inneholder 3,1 % C, skriv fasereaksjoner for disse prosessene som indikerer sammensetninger av de reagerende fasene og temperaturområdene transformasjoner, tegn et diagram over kjølekurven til en gitt legering og begrunn utseendet ved hjelp av faseregelen. Hva er strukturen til denne legeringen romtemperatur og hva heter denne legeringen?
Primær krystallisering av legeringer av jern-karbon-systemet begynner ved å nå temperaturer som tilsvarer ABCD-linjen (liquidus-linjen) og slutter ved temperaturer som danner AHJECF-linjen (solidus-linjen).
Når legeringer krystalliserer langs AB-linjen, frigjøres krystaller av en fast løsning av karbon i α-jern (δ-løsning) fra en flytende løsning. Krystalliseringsprosessen av legeringer med et karboninnhold på opptil 0,1 % ender langs AN-linjen med dannelsen av en α (δ) fast løsning. En peritektisk transformasjon skjer på HJB-linjen, som et resultat av at en fast løsning av karbon i y-jern, dvs. austenitt, dannes. Prosessen med primær krystallisering av stål ender langs AHJE-linjen.
4. Tegn et diagram over den isotermiske transformasjonen av austenitt for U8 stål. Tegn på den kurven til den isotermiske behandlingsmodusen, og sørg for en hardhet på 25 HRC. Angi hva denne modusen kalles og hvilken struktur som oppnås i i dette tilfellet.
Normalisering er oppvarming av hypoeutectoid stål til en temperatur over Ac3, og hypereutectoid stål - over Acm med 50 - 60 ° C, etterfulgt av avkjøling i luft.
5. Etter bråkjøling av karbonstålet ble det oppnådd en struktur bestående av ferritt og martensitt. Tegning av en ordinat på jern-sementitt-fasediagrammet som tilsvarer sammensetningen av et gitt stål (omtrent), indikerer oppvarmingstemperaturen for bråkjøling brukt i dette tilfellet. Hva kalles denne typen behandling? Hvilke transformasjoner skjedde når stål ble varmet opp og avkjølt?
Hvis hypoeutectoid stål varmes opp over Ac1, men under Ac3, vil det i strukturen etter bråkjøling, sammen med martensitt, være deler av ferritt. Tilstedeværelsen av ferritt som en myk komponent reduserer hardheten til stålet etter bråkjøling. Denne typen herding kalles ufullstendig. Hun yter godt mekaniske egenskaper og stempling.
Figur 8.
Delvis herding av St3 stål utføres ved en temperatur på 800 °C. Ved oppvarming omdannes perlitt til austenitt. Ved oppvarmingstemperatur er strukturen således austenitt + ferritt.
6. Tilordne en modus for termisk og kjemisk-termisk behandling av et gir laget av 20X stål med en tannhardhet på 58...62 HRC. Beskriv mikrostrukturen og egenskapene til tannoverflaten og kjernen etter varmebehandling.
20X stål brukes til produksjon av lett belastede gir med høy overflatehardhet, hvor lav styrke på kjernen, dvs. gir som opererer under normal slitasje og slagforhold, er akseptabelt. For å oppnå det nødvendige settet med driftsegenskaper (høy slitestyrke på overflaten med tilstrekkelig høy utmattelses-bøyestyrke på tannen), karbureres 20X stål til en dybde
0,8-1,2 mm, herding og påfølgende lavtempering. Hensikten med karburering og påfølgende varmebehandling er å gi overflatelaget høy hardhet og slitestyrke.
7. Som et resultat av varmebehandling bør fjærene få høy elastisitet. 70SZA stål ble valgt for deres produksjon. Spesifiser sammensetningen og bestem stålgruppen etter formål. Tildel og begrunn varmebehandlingsregimet, forklar effekten av legering på transformasjonene som skjer under varmebehandlingen av et gitt stål. Beskriv strukturen og egenskapene til fjærer etter varmebehandling.
Stål 70SZA – strukturelt fjærstål forbedret kvalitet. Sammensetningen er angitt i tabell 1.
Tabell 1. – Sammensetning av fjærstål, % (GOST 14959-79).
Ved å legere er det mulig å øke tempereringstemperaturen (over området for utvikling av irreversibel tempereringssprøhet), som sammen med høy motstand mot små plastiske deformasjoner gjør det mulig å oppnå god duktilitet og seighet.
8. For å lage permanente magneter EX legering ble valgt med et tverrsnitt på 50×50 mm. Spesifiser sammensetningen og gruppen av legeringen i henhold til dens tiltenkte formål. Tilordne et varmebehandlingsregime, gi dets begrunnelse og beskriv strukturen til legeringen etter behandling. Forklar hvorfor U12 stål ikke kan brukes i dette tilfellet.
Materialer for permanente magneter krever en høy verdi av koersivitet og gjenværende induksjon, samt deres konstans over tid. Hvile magnetiske egenskaper for denne gruppen legeringer praktisk betydning Har ikke.
EX-stål er et magnetisk hardt kromstål. Sammensetningen er angitt i tabell 3.
Historien om oppdagelsen av titan uforutsigbar og veldig spennende. Hvem tror du oppdaget titan? Alternativer:
- Forsker.
- Erfaren mineralog.
- Skogmann.
- Prest.
Titan åpnet og fant britisk prest i 1791 i Menaquin-dalen (plassering vist nedenfor på Google-kart):
Hvordan oppdaget presten William Gregor titan?
Mineralogi var ikke et pastors yrke. Det var mer som en hobby, en lidenskap. Oppdagelsen av titan er en stor suksess og den mest fremragende handlingen i Gregors liv. Han skaffet titan takket være mørk sand, som han oppdaget nær en lokal bro i Menakin-dalen. Gregor ble interessert i magnetismen til sand, lik antrasitt, og han bestemte seg for å gjennomføre et eksperiment på funnet i minilaboratoriet hans.
Presten senket en prøve av den funnet sanden i saltsyre. Som et resultat ble den lyse delen av prøven oppløst og bare mørk sand ble igjen. Så tilsatte William svovelsyre til sanden, som løste opp resten av prøven. Da han bestemte seg for å fortsette eksperimentet, varmet Gregor opp løsningen og den begynte å bli grumsete. Resultatet ble noe sånt som limemelk:
Gregor ble overrasket over fargen på suspensjonen, men ikke nok til å trekke dristige konklusjoner om oppdagelsen av et nytt element Ti. Han bestemte seg for å tilsette mer sur H2SO4, men uklarheten forsvant ikke. Deretter fortsatte presten å varme opp suspensjonen til væsken var fullstendig fordampet. Forble på hennes sted hvitt pulver:
Det var da William Gregor bestemte seg for at han hadde å gjøre med en kalktype som var ukjent for ham. Han ombestemte seg umiddelbart etter å ha kalsinert pulveret (oppvarming til 400 grader Celsius og over) - stoffet ble gult. Ute av stand til å identifisere funnet, ba han om hjelp fra vennen sin, som i motsetning til pastoren var profesjonelt engasjert i mineralogi. Hans venn, forskeren Hawkins, bekreftet oppdagelsen - dette nytt element!
Deretter sendte pastoren inn en søknad om å åpne elementet. V " Fysisk tidsskrift"Han kalte den funnet bergarten "menakanitt", det utvunnede oksydet " menakin" Men selve elementet fikk ikke noe navn da...
Til ære for oppdagelsen av titan ble det installert på stedet nær broen der William Gregor fant den "merkelige" mørke sanden minneplakett til ære for åpningen. Senere bestemte presten seg for å gå dypere inn i studiet av mineraler og åpnet sitt eget Geologisk Forening i hjembyen Cornwall. Han fant også titan i tibetansk korund og tinn i sitt hjemland.
Minneplakett:
Hvem ga navnet til metallet Titan?
Martin Heinrich Klaproth aksepterte skeptisk artikkelen fra " Fysisk tidsskrift"om oppdagelsen av menakin. Mye ble oppdaget da. Det oppdaget forskeren selv Uranus Og Zirkonium! Han bestemte seg for å teste sannheten av prestens ord i praksis. Under søket mitt oppdaget jeg en viss "ungarsk rød scorl" og bestemte meg for å dele den ned til elementene. Som et resultat fikk jeg et hvitt pulver som ligner på Gregorovsky. Etter å ha sammenlignet tetthetene viste det seg at dette samme stoff.
Presten og den eminente vitenskapsmannen oppdaget det samme mineralet - det var ikke menakin eller scherl, men rutil. Bergarten der Gregor fant den svarte sanden kalles nå ilmenitt. Klaproth visste at pastoren var den første som oppdaget dioksid og gjorde ikke krav på funnet (spesielt siden han allerede hadde oppdaget uran og zirkonium). Men det vitenskapelige samfunnet godtok innsatsen til forskeren mer enn presten. Det antas nå at både Gregor og Klaproth var like involvert og oppdaget Titan "sammen" i 1791 (selv om pastoren gjorde det først).
Hvorfor ble titan kalt det?
På 1700-tallet hadde den franske skolen til kjemiker Lavoisier en enorm innflytelse. I henhold til skolens prinsipper ble nye elementer navngitt basert på deres nøkkelegenskaper. I henhold til dette prinsippet kalte de Oksygen (generert av luft), Hydrogen (generert av vann) og Nitrogen ("livløst"). Men Klaproth var kritisk til dette prinsippet til Lavoisier, selv om han støttet hans andre læresetninger. Han bestemte seg for å følge sitt eget prinsipp: Martin kalte grunnstoffene ved mytiske navn, planeter og andre navn som ikke var relatert til stoffets egenskaper.
Heinrich Klaproth kalte elementet ekstrahert fra rutil Titan. til ære for de første innbyggerne på planeten Jorden. Titan Prometheus ga folk ild, og det oppdagede metallet titan forsyner nå luftfart, skipsbygging og rakett med råmaterialer for nye funn!
Denne satellitten er den største blant de som Saturn har. Titan rangerer også på andreplass blant satellittene i systemet vårt, nest etter Ganymedes, som går i bane rundt Jupiter. Dessuten er Titan-satellitten det eneste romobjektet solsystemet, unntatt jorden, som definitivt har flytende vann. Titanium den eneste satellitten i vårt system, som har en ganske tett atmosfære. Satellitten til Saturn var den første som ble oppdaget blant de andre månene til denne gassgiganten. Bekreftelse på dens eksistens ble oppnådd i 1655 under oppdagelsen av den nederlandske astronomen Christiaan Huygens.
Satellittdimensjoner og terrengegenskaper
Romobjektet som går i bane rundt Saturn har en diameter på 5152 km, som er omtrent 50 prosent større enn Månens. Samtidig overstiger Tatans masse massen til vår naturlige satellitt med 80 prosentpoeng. Satellitten til Saturn er større enn planeten Merkur, nest etter den i masse. Når det gjelder tyngdekraften, er Titan-satellitten underlegen Jorden; Samtidig er Titans masse lik 95 prosent av vekten av alle månene til gassgiganten.
Titan-satellitten utmerker seg ved en isete skorpe som dekker nesten hele overflaten. Organiske sedimenter dekker landskapet. Relieffet er geologisk ungt og flatt, dersom man ikke tar hensyn til et lite antall fjellkjeder og kratere. Kryovulkaner har blitt oppdaget på overflaten av Titan. På grunn av den tette atmosfæren som omgir satellitten, har forskere i lang tid det var ikke mulig å se Titans landskap. Situasjonen endret seg da romfartøyet Cassini ankom Saturn i 2004.
Sammensetningen av atmosfæren er hovedsakelig nitrogen, samt en liten mengde metan og etan, hvis tilstedeværelse fører til dannelse av skyer. De er årsaken til nedbør på satellitten, som faller i flytende eller fast form. Overflaten til satellitten har en rekke innsjøer som er fylt med metan-etan-sammensetning. Trykket nær overflaten av satellitten er nesten 1,5 ganger større enn på jorden. Overflaten til Titan varmer opp til -170 grader.
Titans lave temperatur gjør det imidlertid mulig å sammenligne den med planeten vår da den var på tidlige stadier formasjon. Samtidig muligheten for å oppdage enkle former liv på overflaten eller under det, for eksempel i et underjordisk reservoar, hvis forhold er mer behagelige enn i det iskalde landskapet til satellitten.
Oppdagelsen av Titan-satellitten
Titan ble først oppdaget av Christiaan Huygens i 1655. Astronomen og matematikeren ble inspirert av Galileo til å gjøre denne oppdagelsen, så Huygens, assistert av broren, begynte å lage et teleskop med en blenderåpning på 57 mm. Forstørrelsen gjorde det mulig å forstørre objekter 50 ganger. Det konstruerte teleskopet tillot Huygens å observere forskjellige planeter i solsystemet. Det var ved Saturn forskeren klarte å oppdage lyst objekt som passerte full sirkel rundt gassgiganten over en 16-dagers periode.
Etter å ha fullført flere omdreininger, da planetens ringer praktisk talt ikke hadde noen effekt på nøyaktigheten av observasjonene, var astronomen i stand til å bekrefte funnet. Etter dette bestemte forskeren seg for å kryptere observasjonen med anagram admovere oculis distantia sidera nostris, vvvvvvvcccrrhnbqx. Et brev med denne linjen ble mottatt av John Wallis i juli 1655. Anagrammet ble dechiffrert ved hjelp av følgende tekst: "satellitten går i bane rundt Saturn på 16 dager og 4 timer."
Saturns satellitt i lang tid hadde ikke eget navn. Noen forskere bestemte seg for å kalle den "Huygens satellitt." Men etter at Cassini beviste eksistensen av ytterligere fire satellitter av gassgiganten, begynte månen som ble oppdaget av Huygens å bli kalt Saturn IV. Denne betegnelsen skyldes det faktum at satellitten inntar den fjerde posisjonen fra planeten sin. Men allerede i 1789 måtte denne navnemetoden avskaffes, da det ble funnet nye satellitter, hvorav noen var nærmere planeten enn tidligere oppdagede objekter.
Notasjonen vi bruker i dag ble foreslått av John Herschel, sønnen til den berømte astronomen. Han foreslo muligheten til å utpeke de syv satellittene til Saturn, som var kjent på den tiden, med navnene på titanene fra gammel gresk mytologi.
Rotasjon av Titans måne
Titans bane er 1 221 870 km. Dette viser at satellitten er plassert utenfor ringene til gassgiganten, hvorav den siste befinner seg i en avstand på ¾ millioner km fra overflaten. De nærmeste satellittene er plassert i en avstand på 242 tusen km og 695 tusen km fra Titan. Titan og Hyperion er i orbital resonans med et forhold på 3 til 4. Titan klarer å fly forbi Saturns bane på 15 dager og 22 timer, og dens gjennomsnittshastighet rotasjon er innenfor 5,57 km/s. Titans bane har en eksentrisitet på 0,02. Banen har et avvik fra ekvator til gassgiganten med 0,348 grader.
Som i tilfellet med Månen, roterer satellitten synkront med planeten, noe som skyldes tidevannskreftene til Saturn. Dette viser at satellitten roterer rundt sin akse og rundt planeten med samme periode, så Titan vender alltid mot Saturn med én side. På grunn av helningen til Saturns rotasjonsakse på 26,73 grader, permanent skiftårstider ikke bare på planeten, men også på satellittene. Saturn går i bane rundt solen hvert 30. år. Siste sommersesong på stedet sørlige halvkule på Titan ble avsluttet i 2009.
Massesenteret mellom satellitten og planeten er bare 30 000 meter fra sitt eget senter. Dette skyldes den enorme forskjellen i masse mellom kosmiske kropper. Av denne grunn har Titan praktisk talt ingen innvirkning på planeten.
I lang tid kom astronomer til at satellitten har en diameter på 5550 km. I dette tilfellet kan det bli den første blant satellitter i solsystemet. Imidlertid demonstrerte forskningskjøretøyet Voyager 1, som tok bilder av satellitten, tilstedeværelsen av en atmosfære med høy tetthet, som tidligere ikke tillot oss å bestemme størrelsen på satellitten nøyaktig.
Når det gjelder diameter, masse og tetthet, ligner satellitten på månene til Jupiter - Ganymedes og Callisto. Titans masse er 4/5 av månens, og dens radius er halvparten av jordens naturlige satellitt. Satellitten har en gjennomsnittlig tetthet på 1,88 g/cm³, som er den høyeste blant Saturns andre måner. I dag fortsetter debatten om hvordan Titan ble dannet. Var det en påvirkning fra støvskyen som gassgiganten ble dannet fra, eller ble Titan tiltrukket av planetens tyngdekraft allerede mer enn sen periode. Det er takket være sistnevnte teori at det er mulig å forklare hvorfor massen er fordelt så ujevnt blant satellittene til Saturn. Titan er ganske stor i størrelse, så det er i stand til å opprettholde en høy kjernetemperatur, noe som sikrer geologisk aktivitet.
Satellitten er en kule som består av 50 % is og ytterligere 50 % is. steiner. Sammensetningen av månens struktur gjør at den i stor grad ligner på Ganymedes, Callisto eller Triton. Samtidig er forskjellen fra de angitte månene strukturen til den tette atmosfæren.
Titan ligner i størrelse på Merkur eller Ganymedes, men den har også en enorm atmosfære som er opptil 400 km tykk. Moderne forskning tyder på at det er sammensatt av nitrogen, som er tilstede i atmosfæren på et nivå på 95 prosent. Derfor er trykket på overflaten av satellitten 1,5 ganger høyere enn jordens atmosfære. Metan, som er i atmosfæren, kan utløse prosessen med fotolyse i det øvre laget. Saturns satellitt er den eneste blant dem som er tilstede i solsystemet, hvis relieff ikke kan sees ved hjelp av den optiske rekkevidden.
I dag kl vitenskapelige samfunn Det var ikke tid for en konsensus om hvor Titans atmosfære kom fra. Det er flere forskjellige teorier, som hver står overfor alvorlige motargumenter. Ett alternativ vurderer muligheten for at satellitten opprinnelig hadde en ammoniakkatmosfære. Men over tid skjedde en prosess med avgassing av Titan, som ble aktivt assistert av ultrafiolett stråling. Under dens påvirkning ble ammoniakkatmosfæren spaltet til nitrogen og hydrogen, som deretter ble N2- og H2-molekyler. Nitrogen som har stor masse, sank lavere, og hydrogen begynte å rømme ut i verdensrommet på grunn av satellittens lave tyngdekraft.
Men forskere som ikke støtter denne teorien, merk at en slik prosess bare kan skje hvis romobjektet har en høy temperatur for å sikre prosessen med differensiering av interiøret til hard kjerne og isdekke. Men dataene hentet fra romfartøyet Cassini viser at strukturen til Titan ikke har en klar inndeling i lag.
I følge en annen teori kan bevaring av nitrogen være assosiert med perioden da satellitten akkurat var på dannelsesstadiet. Men i dette tilfellet bør det være argon-36 i atmosfæren, som deltok i dannelsen av planeter og satellitter i solsystemet. Men forskning viser at denne isotopen finnes i små mengder.
En av publikasjonene i tidsskriftet Nature Geoscience inneholder en artikkel med teorien om at Titan mottok atmosfæren sin på grunn av et intenst kometbombardement som fant sted for over 4 milliarder år siden. Som nevnt av forfatterne av teorien, er dannelsen av nitrogen fra ammoniakkatmosfæren mulig når kropper treffer satellittens topografi. Slike kollisjoner skjer i høy hastighet, og på stedene der kometer faller, stiger temperaturen betydelig, og trykket øker også mange ganger. Av denne grunn blir den nødvendige reaksjonen mellom elementene mulig. For å teste teorien deres brukte forskere laserpistoler for å bombardere frossen ammoniakk med gull- og platinaprosjektiler. Under eksperimentet var det mulig å demonstrere at i kollisjonsøyeblikket brytes ammoniakk ned til dets bestanddeler i form av hydrogen og nitrogen. Forskere har konkludert med at intensiv bombardement av månens overflate i antikken førte til utslipp av 300 kvadrillioner tonn nitrogen. Dette volumet av substans, mener de, er nok til å skape eksisterende atmosfære satellitt
Nyere studier av tapet av satellittens atmosfære sammenlignet med det opprinnelige nivået ble gjort mulig ved å sammenligne nitrogenisotoper. Forholdet deres er omtrent 4 ganger høyere enn på planeten vår. Dette viser at nivået av Titans opprinnelige atmosfære var omtrent 30 ganger høyere enn det er i dag. Denne konklusjonen ble nådd fordi den lille massen til 14N-isotopen skulle føre til hurtig tap.
Titans atmosfære er omtrent 10 ganger høyere fra overflaten enn jordens atmosfære. Spesielt er troposfæren på et nivå på 35 km. Tropopausen ligger opptil 50 km fra overflaten. I dette laget forblir temperaturregimet stabilt, hvoretter konstant oppvarming av atmosfæren begynner. Nær planetens overflate registreres temperaturen til -180 grader Celsius, men når den stiger fra overflaten stiger den og når -121 grader. Strukturen til satellittens ionosfære er mye mer kompleks enn jordens. Hovedmassivet er notert på et nivå på 1200 km over overflaten. Det vitenskapelige samfunnet ble ganske overrasket over oppdagelsen av det andre laget av ionosfæren, som ligger i en avstand på 40-140 km over overflaten.
De eneste kroppene i solsystemet som har en tett atmosfære og flott innhold nitrogen, fungerer som en satellitt for Saturn og jorden. Sammensetningen av Titans atmosfære er omtrent 98 prosent nitrogen, og bare mindre enn to prosent metan og argon. Under forskningen var det mulig å påvise diacetylen, metylacetylen, cyanoacetylen, helium og andre komponenter. Men Titans atmosfære er praktisk talt blottet for fritt oksygen.
Saturns satellitt har praktisk talt ingen magnetfelt, så atmosfæren påvirkes hele tiden solvind. Samtidig blir den ødelagt av kosmisk og solstråling, som fører til dekomponering av nitrogen og metan til hydrokarbonradikaler. Fra disse elementene lages en serie komplekse forbindelser, som inkluderer benzen.
Overflaten til Titan har en temperatur på -180 grader. Den tette og ugjennomsiktige atmosfæren gjør at temperaturforskjellen mellom ekvator og polene er ubetydelig. Slik lav temperatur kombinert med høyt trykk lar ikke isdekket smelte, så det er veldig lite væske i atmosfæren. Høye lag viser betydelig metaninnhold. Dens tilstedeværelse skal ha forårsaket prosessene som utløste Drivhuseffekt, som ville heve temperaturen på Titan. Men Titan er innhyllet i en oransje tåke som inneholder molekyler av organiske forbindelser, noe som fører til absorpsjon solstråler. Bare mennesker kan passere gjennom denne tåken infrarøde stråler Derfor er det skapt forhold på Titan for en antidrivhuseffekt, som hindrer temperaturen over overflaten i å øke.
Vindkastene på satellitten er ikke sterke nok. Vanligvis observeres vindhastigheter på 0,3 m/s. På Stor høyde vindretningen kan endre seg. I en avstand på 10 km fra overflaten øker vinden betydelig. Her kan vindkasthastigheten være 30 m/s, så differensialrotasjon oppstår. Ved å nå en høyde på 120 km over satellitten ble det registrert et høyt nivå av turbulens. Slike data ble innhentet tilbake på 1980-tallet, da den første Voyager ble sendt til Saturn. Men den mest slående oppdagelsen var at i en høyde på 80 km over overflaten av satellitten er det en rolig sone. Dette utrolig fenomen forblir uten forklaring.
Informasjonen som ble innhentet under nedstigningen av Huygens-sonden ble brukt til å lage en modell av bevegelsen av atmosfærisk masse over satellitten. Etter beregningene fikk forskerne en Hadley-celle. Det er preget av det faktum at varm luft om sommeren overføres fra sør til nord, hvor den etter avkjøling kommer tilbake til sørsiden. Perioden med opplagsendring skjer en gang hvert 14,5 år.
Skydekke på Titan
På grunn av kondensering av metan i en høyde på flere titalls kilometer, dannes det skyer. I følge dataene som Huygens var i stand til å skaffe, øker den relative fuktigheten til metan avhengig av høyden. Ved overflaten er verdien innenfor 45%, og i en høyde på 7-8 km øker den til 100%. Samtidig skjer det en nedgang i metaninnholdet i omvendt rekkefølge. I 16 km høyde ble det observert sjeldne skyer, som består av metan og nitrogen. Frost kan stadig falle på overflaten av Titan, noe som kompenseres for ved fordampning.
Mens den fløy over overflaten til Titan i 2006, fanget romfartøyet Cassini tilstedeværelsen av en enorm sky som ligger i en høyde av 40 km. Forskere har lenge visst om metans evne til å danne skyer, men i dette tilfellet ble akkumuleringen av gass representert av etan, siden partikkelstørrelsene indikerte det. I tillegg er det etan som kan kondenseres i en slik høyde. Også romsonde funnet skyer over polen, som er representert av metan, etan og andre organiske forbindelser. Diameteren på skyen var 2400 km. Skyen ble fotografert igjen en måned senere, da Cassini-sonden møtte den igjen på samme sted. Forskere antar at det i det øyeblikket regnet eller snødde over polen til satellitten hvis temperaturen var lav nok.
På forskjellige tidspunkter ble det registrert skyansamlinger over den sørlige halvkule. De okkuperte omtrent 1 prosent av overflaten, men dette tallet kan stige til 8 prosent. Forskjellene kan forklares med at det på det tidspunktet var sommersesong i den sørlige delen av satellitten, så atmosfæren ble oppvarmet der. I et slikt tilfelle observeres metanets evne til å danne skydekke, selv om etanfuktighetsnivået er 100 %. I september 2010 begynte forskere å analysere bilder fra romsonden Cassini, hvoretter de konkluderte med at det til tider forekommer kraftig regn i den ekvatoriale delen av Titan. Som bekreftelse på teorien deres siterer de et høyt nivå av robusthet, som bare observeres med elvestrømmer.
Under observasjoner var det mulig å fastslå at skyet på Titan bestemmes av breddegrad. På høye breddegrader er det om vinteren ofte klynger av permanente skyer som dannes over troposfæren. På lave breddegrader er skyene plassert på et nivå på 15 km, så størrelsene deres forblir små og er ikke konstante. Langtidsobservasjoner bak satellitten fra jordens overflate viser sesongvariasjonen av skyet i Titans atmosfære. I løpet av full sving Saturns bane rundt solen, som tar 30 år, tar 25 år før skyer dannes på satellitten, hvoretter de forsvinner fra atmosfæren i 5 år, for så å dannes igjen når syklusen begynner å gjenta seg.
Radarbilder av Titan tatt i 2006 viser tilstedeværelsen av fjellkjeder på overflaten. Høyden deres overstiger ikke 1 km. Forskerne kunne også legge merke til daler med mange elveleier som renner fra åsene. De mørke flekkene som vises på bildene er vanligvis forbundet med tørre innsjøer. Eksperter bemerket tilstedeværelsen av betydelig erosjon av åsene. På grunn av strømmene flytende metan, som søler ut på overflaten i perioden kraftige regnskyll, kan det dannes grotter i fjellkjeder. En uvanlig gjenstand kalt Hotei Arcus ble oppdaget nær Xanadu. Funksjonen er dens buede form, samt den høye lysstyrken til objektet. Kanskje fungerer objektet som et aktivt vulkansk område, eller det er store forekomster av et bestemt stoff lokalisert her. I dag er det ikke mulig å fastslå den eksakte betydningen av denne oppdagelsen.
Ved ekvator av satellitten er den lyse regionen Adiri, hvor fjellkjeder, hvis høyde når flere hundre meter. Forskere utelukker ikke muligheten for å oppdage en stor fjellkjede på overflaten av den sørlige halvkule, hvis lengde er 150 km. Mithrim-fjellene har en topp hvis høyde er mer enn 3,3 km. Alle disse funnene bekrefter tektoniske prosesser, som førte til dannelsen av satellittens relieff.
Overflaten på satellitten er ganske jevn. Variasjon i høyde er tillatt, ikke over 2 km. Men det er også lokale store høydeendringer, som fanges opp av stereobildene og radardataene som Huygens var i stand til å få tak i. Det er mange bratte bakker på overflaten av satellitten. Deres tilstedeværelse kan betraktes som bevis på konstante erosjonsprosesser der væske og vind er involvert. Tilgjengelighet nedslagskratere på overflaten av satellitten er bekreftet, men det er ganske mange av dem. Årsaken til vanskeligheten med å identifisere dem er den raske fyllingen av kratere med sediment, samt effekten av vinderosjon. Kontrasten i landskapet avtar når du nærmer deg polene.
Det er funnet mørke områder på overflaten av Titan som i størrelse ligner Xanadu. De er inne ekvatorial sone, så forskere assosierte dem først med metanhav. Takket være radarstudier var det mulig å merke seg at mørke flekker nesten alltid dekker rader med sanddyner som strekker seg i retning av den rådende vinden.
Tilstedeværelsen av en mørk nyanse av lavlandet er vanligvis forklart av det faktum at på disse stedene stor klynge støv som faller fra atmosfæren og vaskes bort av nedbør i lavlandet. Det er mulig at støvet kan være blandet med isbiter.
Metanelver og innsjøer av Titan
Forskere har vurdert muligheten for innsjøer fylt med flytende metan på Titan i mange år. Men for første gang ble en slik hypotese bekreftet under Voyager-ekspedisjonen. Romfartøy har demonstrert tilstedeværelsen av en tett atmosfære av en viss sammensetning og nødvendig temperaturregime, som lar deg lagre flytende tilstand metan Allerede i 1995, takket være arbeidet til Hubble-teleskopet, var det mulig å få informasjon om at det på overflaten av satellitten er flere innsjøer fylt med metan. Lanseringen av Cassini-programmet, som skjedde tidlig i 2004, gjorde det mulig å gjennomføre en mer detaljert studie av Titans overflate. Flere planlagte forbiflyvninger av Titan ga informasjon som bekreftet hypotesen. I utgangspunktet vurderte forskerne muligheten for å få data fra refleksjon av lys, men refleksjoner fra satellittens overflate ble aldri registrert. Først i 2009 sendte enheten til jorden informasjon om registrering av refleksjon av solstråler fra en jevn overflate. Det viste seg å være en innsjø fylt flytende stoff. Dette var den første pålitelige bekreftelsen av hypotesen.
Tidligere, i polarområdet Titan, hadde et automatisk apparat allerede oppdaget en flat overflate med god absorpsjon, som var assosiert med etan- eller metansjøer. Tilbake i 2005 oppdaget Cassini-utstyret en mørk sone på overflaten med distinkte grenser. Det har også blitt identifisert som en flytende innsjø. Anlegget heter nå Ontario. Under en radarstudie av Mezzoramia-regionen var det mulig å oppdage en utviklet elvesystemet, kystlinje som viste tegn til alvorlig erosjon. Elveleiet var dekket med væske eller det rant gjennom det relativt nylig.
I 2007 fløy Cassini over Nordpolen og registrerte gigantiske innsjøer, hvorav den største ble kalt Krakenhavet. Dens dimensjoner oversteg 1000 km i lengde, og området til reservoaret er identisk med Det kaspiske hav.
Senere fant forskere, mens de studerte bilder hentet fra Cassini i 2004-2008, et objekt som så ut som en innsjø. Dens dybde når en meter, og den ligger i satellittens ørkenregion. Påvisning av objektet ville ikke vært mulig uten bruk av infrarød bildebehandling under romfartøysutforskning. Lengden på innsjøen er 60 km, og bredden er 40 km. I tillegg til denne innsjøen, klarte vi å finne ytterligere fire gjenstander som ligner formen på sumper som kan finnes på jordoverflaten.
Basert på informasjonen som Cassini var i stand til å samle inn, så vel som en datamodell, var forskere i stand til å bestemme følgende sammensetning av væskereservoarer - etan (76%), propan (8%), metan (10%). Fra andre studier kan det bemerkes at hovedelementene i stoffet som fyller innsjøene er metan og etan. Reservene av gasser som fyller innsjøene på overflaten av Titan-satellitten er mange ganger større enn volumet av olje eller gass på planeten vår. Tidligere har eksperter fra NASA antatt at flytende isflak under visse forhold til og med kan observeres på innsjøene til Saturns måne. Slike isfragmenter må inneholde minst fem prosent gass for at de skal forbli over overflaten av innsjøen.
Den største ansamlingen av vannmasser på overflaten av Titan tilsvarer nordpolen, og i sør er de praktisk talt fraværende. Denne trenden forklares av de klimatiske forholdene på Titan. Hver sesong varer i gjennomsnitt omtrent 7 jordår. I løpet av denne tidsperioden kan stoffet som fyller reservoarene fordampe i den ene halvkulen og dukke opp igjen i den andre.
Under nedstigningen av Huygens til Titan var det mulig å fange en rekke bilder der lyse områder i form av åser er godt synlige som skjærer kanalene som stammer fra deres mørke område. Landingen av apparatet skjedde trolig på et mørkt underlag, siden det var et hardt terreng under. Jorda som var plassert på landingsstedet til enheten så ut som sand. Sammensetningen kan inkludere knust is blandet med hydrokarboner. Jordfuktigheten kan endres under påvirkning av fallende frost.
Bilder fra Titans overflate viser mange steiner med rund form. Tilsynelatende er de representert av isblokker. Steinene kunne ha fått sin form gjennom den langvarige effekten av væske på dem. Forskere antyder at ved ekvator, der Huygens landet, kan uttørkingen av innsjøer bare være midlertidig og sesongmessig.
Kryovulkanisme på Titan
Titan har en rekke klare tegn på at dens vulkanske aktivitet fortsetter til i dag. Det har lenge vært bemerket at de fleste vulkaner har lignende egenskaper, men silikatvulkaner, som finnes på den andre, tredje eller fjerde planeten fra solen, er ikke funnet på Titan. Titan har kryovulkaner, hvis utbrudd skjer med deltakelse av en ammoniakkblanding, som inkluderer inneslutninger av hydrokarboner.
Opprinnelig ble vulkanisme på Titan spådd på grunn av oppdagelsen av isotopen argon-40 i atmosfæren. Dannelsen skjer bare under radioaktivt forfall. Etter å ha sendt Cassini-oppdraget til Saturn, klarte forskerne å finne kilder til metan, som i sin struktur ligner kryovulkaner. På samme tid, til nå ingen andre kilder til denne gassen har blitt oppdaget på overflaten av Titan, er det generelt akseptert at fyllingen av satellittens atmosfære med den leveres av kryovulkaner.
Samtidig har astronomer lenge lagt merke til lyse objekter som er midlertidige. Men de ble funnet å være for lange til å bli klassifisert som normale værfenomen. Ifølge eksperter er dette steder hvor en av de aktive kryovulkanene er i aktivt utbrudd.
Vulkanisme på Titan, som på planetene, er assosiert med radioaktivt forfall som skjer dypt i innvollene til romobjektet. På jorden er magma smeltet stein som har lavere tetthet enn jordskorpen. Dette er grunnen til at det oppstår utbrudd på overflaten av planeten. Men på Saturns måne er ting annerledes. Tettheten av ammoniakk er betydelig høyere enn tetthetsnivået til frossen is. Av denne grunn må kryovulkaner bruke mer energi for å bryte ut til overflaten. Ifølge forskere kan denne energimengden oppnås på grunn av tidevannseffekten som gassgiganten har på Titan.
Mulig indre struktur av Titan
Forskere har kommet til den konklusjon at Titan har en solid kjerne. Sammensetningen er representert av bergarter, diameteren er 3400 km. Kjernen er omgitt av islag. Den ytre delen av Titans mantel består av is med metanhydrat, og inne er det tett komprimert is. Mellom dem er det et lag som inkluderer flytende vann.
Som med andre gassgigantiske måner, er Titan utsatt for kraftige tidevannskrefter som oppstår under tektonisk aktivitet. Tidevannsvirkning gjør at kjernen kan varmes opp og sikre ønsket nivå av vulkansk aktivitet.
Mulig underjordisk hav av Titan
Noen forskere er tilbøyelige til å vurdere den hypotetiske muligheten for et flytende hav som ligger under overflaten av Titan for å være ganske sannsynlig. På grunn av den kraftige tidevannspåvirkningen som kommer fra Saturn, kan kjernen varmes opp til ganske store verdier for å holde vannet under overflaten i flytende tilstand.
Forskere anser bilder levert av romfartøyet Cassini for 2005-2007 som bevis på denne teorien. Du kan se på dem at relieffelementene gradvis skifter. Over to år utgjorde forskyvningen mer enn 30 km. Siden Titan roterer synkront med Saturn, kan et slikt fenomen bare forklares med det faktum at under satellittens ytre skorpe er det en væske som skiller den fra hovedmassen kosmisk kropp.
I følge forutsetningene til en gruppe forskere kan væsken inneholde et ganske høyt nivå av ammoniakk. Det er dette som utfører funksjonene til frostvæske, og forhindrer at vannet fryser. Med andre ord senker den fryseterskelen. Hvis vi tar hensyn til høytrykk, som Titans skorpe utøver, så kan dette vurderes ekstra mulighet for tilstedeværelsen av et hav under Titans isdekke.
Ved å bruke data innhentet under Cassini-oppdraget kan det godt være et flytende hav under Titans skorpe, på en dybde på opptil 100 km. Det må være i vannet et stort nummer av salt. Det nye eksperimentet, hvis resultater ble publisert i 2014, er basert på gravitasjonstegninger av Titan. Med dens hjelp har forskere bevist at væsken i havet under måneskorpen kan ha en høy tetthet og et utrolig nivå av saltholdighet. Vi kan snakke om ekte saltlake, som inneholder mye salter, natrium, kalium og svovel.
I ulike deler av satellitten kan forekomsten av havet variere. På noen punkter kan vann fryse, noe som fører til en intern oppbygging av en isskorpe, men væskelaget har praktisk talt ikke direkte tilgang til overflaten hvor som helst. Takk til høy level saltinnhold, er muligheten for livdanning i havet utelukket kjent for menneskeheten form.
Sesonger på Titan
Merkelig nok, men på Titan, som på jorden, er det det bestemte tiderårets. Når gassgiganten beveger seg rundt stjernen, skifter årstidene på satellitten. Noen ganger kan en storm også observeres på overflaten av satellitten. På grunn av oppvarmingen fra solens stråler begynner det å genereres en oppadgående luftstrøm, noe som fører til alvorlig konveksjon. Men i motsetning til forholdene på jorden, har Titan tettere skyer som er sterkt forskjøvet i breddegrad. På jorden beveger de seg nesten ikke mot polene.
Observasjoner og studier av Titan
Før Pioneer 11-flyvningen ut i verdensrommet, kunne Titan bare observeres fra jordoverflaten. Først i 1979 kom denne enheten inn i banen til planeten Saturn og begynte å måle selve planeten og dens måner.
Før dette hevdet forskeren José Comas Sola i 1907 at han hadde vært vitne til mørkningen av kanten av satellittens disk, noe som gjorde at han kunne se flere lyspunkter i midten. Titans atmosfære ble oppdaget av Gerard Kuiper i 1943. Saturns måne kan ikke sees uten spesialutstyr. Men det kan sees selv med et amatørteleskop kl gunstige omstendigheter. Synlig omfanget for denne kosmiske kroppen er innenfor +7,9.
Romfartøyet som først fløy nær Titan var Pioneer 11. Hans oppdrag var å studere gassgigantene i systemet vårt - Jupiter og Saturn. Allerede i september 1979 kunne romsonden sende den første serien med bilder av Titan. Informasjonen mottatt fra enheten gjorde det mulig å forstå at Titan ikke er egnet for livet på grunn av den for lave temperaturen. Fotografiene som denne sonden leverte var av lav kvalitet, så de tillot oss ikke å starte en detaljert studie av Titan.
Betydelig fremgang ble oppnådd bare takket være Voyager-oppdraget. I 1980 var oppdragets første kjøretøy bare 5600 km fra overflaten av satellitten, men bildene som ble tatt var ganske uskarpe og mangler detaljer. Årsaken til dette var atmosfæren, som stadig forstyrret studiet av satellitten. Romfartøyet var bare i stand til å gi ytterligere informasjon om størrelsen på satellitten.
Den andre enheten nådde gassgiganten i 1981. Målet var Uranus, og nær Saturn utførte den manøvrer for sin videre flytur, så den ga praktisk talt ingen data om Titan. Utseendet til de første høykvalitetsbildene som gjorde det mulig å lære om strukturen til satellitten skjedde i 1990, da Hubble ble lansert. De resulterende bildene ble tatt ved hjelp av det infrarøde spekteret, og de var i stand til å legge merke til flere skyer av metan med organisk smog. Tilstedeværelsen av en distinkt kontrast mellom de mørke og lyse områdene av Titan gjorde den unik i solsystemet. Hubble klarte ikke å oppdage de vanlige kraterområdene på overflaten til Titan. Det ble antatt at de lysere områdene ligger over de mørkere. Også sammensetningen deres var annerledes. Det har blitt antydet at strukturen til de lyse områdene representerer is, mens de mørke områdene representerer stein eller organisk materiale.
I 1997 gikk romfartøyet Cassini, som ble utviklet i fellesskap av NASA og ESA, til Titan-satellitten. Den ble opprettet for å studere gassgiganten. Også stor oppmerksomhet ble gitt til månene. Det var denne enheten som ble gitt tittelen på den første kunstige satellitten som dukket opp ved Saturn. Det var opprinnelig meningen at den automatiske enheten skulle fungere over en fireårsperiode.
Cassini-sonden nådde trygt banen til gassgiganten allerede i 2004. For første gang fløy den nær Titans satellitt bare 3 måneder etter at den dukket opp i systemet. Som det senere viste seg, er det Titan-satellitten som er det fjerneste romobjektet det noen gang har blitt gjort en planlagt landing på. Radarstudien utført av enheten viste den komplekse strukturen til Titans satellitt.
I løpet av perioden 2006-2008 gjennomførte enheten mer enn tjue flygninger over Titan. I løpet av denne perioden var det mulig å få mange bilder som beviste tilstedeværelsen av innsjøer med flytende materiale på overflaten. Senere bestemte eksperter seg for å utvide oppdraget for å studere Saturn til 2017. Dette tillot Cassini å gjøre ytterligere 56 flybys av Titan.
Separasjonen av en spesiell sonde kalt Huygens skjedde i slutten av desember 2004. Den gikk ned til overflaten av Titan 20 dager etter lanseringen. Denne sonden er det første apparatet laget av mennesker for å studere satellittene til andre planeter. Hastigheten som sonden sank med til overflaten var 4,5 m/s. Under flukten til overflaten av Titan-satellitten klarte sonden å samle en rekke prøver av atmosfæren. I en høyde på 16 km over overflaten ble det registrert vindkast på 26 km/t. Temperaturen var i utgangspunktet -202 grader, men steg deretter til -179 grader nær overflaten.
Bilder tatt under landing viste komplekst terreng med spor av vanneksponering. Men det mørke området der sonden landet hadde en solid struktur. Bilder tatt av Titan-satellitten viser et stort antall avrundede steiner i landingssonen. Forskere tror at dette er en slags småstein.
Planlagte oppdrag til Titan-satellitten
Fremtidige fellesprosjekter mellom NASA og ESA vil muliggjøre flere detaljert studie systemer av Saturn. Spesiell oppmerksomhet vil bli viet til Titan og Enceladus. Ny romfartøy vil bestå av orbital stasjon og to sonder som er planlagt brukt til å studere topografien til Titan. I form vil et av nedstigningskjøretøyene være en ballong, som vil være plassert blant de tette lagene i atmosfæren. Utviklerne tror at denne sonden vil være i stand til å ta minst én forbiflyvning av Titans måne.
En spesiell flytende enhet vil bli brukt som den andre sonden, som skal senkes til overflaten av polarsjøen. Termen for bruken er laget for seks måneders forskning, og rapporten vil begynne seks timer fra øyeblikket av splashdown. Det vil forresten være det første kjøretøyet av overflatetype som brukes utenfor planeten vår. Opprinnelig var det nye oppdraget planlagt å begynne i 2010. Men et år før den forventede oppskytingen ga NASA og ESA en kunngjøring om utvidelsen av Cassini-oppdraget, og studiet av Saturn ble utsatt til et senere tidspunkt. Nå heter startdatoen for programmet 2020. Interessen for Titan er knyttet til planer for romutforskning i nær fremtid. Mange astronomer mener at måne- eller marsoverflaten ikke er egnet for å etablere den første kolonien. Men Titan-satellitten ville være et utmerket alternativ for å plassere et slikt objekt.
Sannsynlighet for å finne liv på Titan
Som kjent, gassgiganter og deres måner, som er innenfor solsystemet, er plassert utenfor den beboelige sonen. Av denne grunn er sjansene for at svært avansert liv utvikler seg på overflaten praktisk talt umulig. Forskere utelukker imidlertid ikke muligheten for slikt romobjekter enkle organismer.
Selv om overflatetemperaturen til Saturns måne er veldig lav, er det mange andre faktorer som påvirker kjemisk utvikling. Takket være den tette nitrogenholdige atmosfæren med organiske forbindelser, har forskere utmerkede muligheter til å studere himmellegemer med forhold nær beboelige. Av denne grunn er Titan-månen et mål for studier for mange eksobiologer, som antyder at lignende forhold eksisterte på planeten vår kl. tidlig stadie dens utvikling. Men hvis temperaturen er for lav, er muligheten for prebiotisk utvikling utelukket.
Stephen Benner, som jobber ved University of Florida, antydet at liv på satellitten kunne ha dukket opp i innsjøer fylt med flytende hydrokarboner. Metan kan fungere som et løsemiddel i prosessene til levende organismer. Det er verdt å merke seg at graden av aggressivitet av metan eller etan er mye mindre enn for vannmiljøet. Dette beviser at makromolekyler, inkludert proteiner og nukleinsyrer, kan stabiliseres i et slikt miljø.
Tilbake i 2010 rapporterte et team av forskere fra NASA at de var i stand til å finne sannsynlige spor av enkle organiske former. De kom til disse konklusjonene etter å ha analysert dataene fra romfartøyet Cassini. Mens han studerte hvordan hydrogen oppfører seg på Titan, kom astrobiolog Chris McKay opp med ideen om mulig "pust" av de enkleste livsformene. De har en struktur som er forskjellig fra den terrestriske formen, når det vanlige vannet og oksygen erstattes av metan og hydrogen.
Basert på denne teorien kan livsmønstre bruke hydrogen i form av gass til kraft. I løpet av livet deres ville det bli dannet metan. Som et resultat ville Titan til slutt gå tom for acetylen, noe som fikk hydrogennivået til å falle. Takket være studiene utført av Cassini-sonden, observeres ikke acetylen i atmosfæren i det hele tatt, selv om dets tilstedeværelse er obligatorisk på grunn av effekten av UV-stråler på satellittens tette atmosfære.
Basert på indirekte faktorer blir det mulig å anta at hydrogen nær den iskalde skorpen til Titan også gradvis avtar i volum. Astrobiolog McKay rapporterer under publiseringen av sin teori at slike observasjoner ikke er veldig standard, og det er nå veldig vanskelig å gi en entydig forklaring på dem. Ifølge ham "beviser dette ikke livets tilstedeværelse, men det er veldig spennende." Samtidig utelukket ikke forskeren muligheten for at de innhentede dataene kunne tolkes annerledes.
Seinere en lang periode Livets utseende på overflaten av Titans satellitt er ganske forutsigbart. Om omtrent 5-6 milliarder år vil vår sol ekspandere betydelig og degenerere til en rød gigant, hvoretter overflatetemperaturen på satellitten vil stige over -70 grader. Dette merket er akseptabelt for havene å fylle med ekte vann og ammoniakk. Titan vil forbli under lignende forhold i flere millioner år, i løpet av denne tiden vil relativt komplekse levende organismer dukke opp.
Oppgaver for 5.-6. trinn, 7.-8. trinn, 9. trinn
Merk. Settet for klasse 5-6 inkluderer oppgave 1-4, settet for klasse 7-8 og 9 inkluderer oppgave 1-6.
1. Tilstand.
1. Løsning.
1. Tilstand. Hvilke gjenstander som ligger på stjernehimmelen i form av stjernebilder kan brukes i ulike leksjoner på skolen?
1. Løsning. I matematikktimene brukte du gjentatte ganger trekanten og kompasset.
I fysikktimer brukte du gjentatte ganger Scales and Clocks.
I biologitimer brukte du mikroskopet gjentatte ganger.
I geografitimer brukte du kompasset gjentatte ganger.
I arbeidstimer brukte du gjentatte ganger pumpen, ovnen, kutteren og nettingen.
Og til slutt, i astronomitimer kan du enkelt bruke oktanten, sekstanten, teleskopet, og også lære navnene på alle 88 stjernebildene.
2. Tilstand. Månen kulminerte klokken 15.00 lokal tid. Tegn hennes fase den dagen.
2. Løsning. Månen kulminerte omtrent 3 timer senere enn solen. Hvis dette var den øvre kulminasjonen, så vokste Månen, omtrent halvveis mellom fasene til nymånen og det første kvartalet. Når den observeres fra den nordlige halvkule av jorden, vil den ha form som en sigd med horn rettet mot venstre (figur en), når de observeres fra den sørlige halvkule, vil hornene peke mot høyre. Hvis klimakset var lavere, så var det en mangelfull måne midt mellom fullmånen og det siste kvarteret. Når det observeres fra den nordlige halvkule, vil skaden være til høyre (figur b), fra sør - til venstre.
3. Tilstand. To tog igjen fra samme hastighet mot vest og øst fra punkt A ved solnedgang. Hvilket togs passasjerer vil se soloppgangen først?
3. Løsning. Daglig bevegelse av jordoverflaten pga aksial rotasjon rettet fra vest til øst. Derfor vil hastigheten til et tog på vei østover legge seg opp til hastigheten daglig rotasjon, som vil redusere varigheten av soldagen observert fra toget. Passasjerer på dette toget vil se soloppgangen før passasjerer på et annet tog som går til vestover, og hvor soldøgnet vil vare mer enn 24 timer.
4. Tilstand. Skjer det i nord? Polarsirkelen polardag? polarnatt?
4. Løsning. Som kjent berører sommersolvervpunktet i polarsirkelen (breddegrad ca. +66,6) horisonten ved den nedre kulminasjonen, og vintersolvervpunktet ved den øvre kulminasjonen. La oss imidlertid huske at solen har ganske stor vinkeldimensjoner I tillegg, nær horisonten, observeres det over sin sanne posisjon på grunn av effekten av atmosfærisk brytning. Derfor, ved midnatt den 21. juni, samt ved middagstid den 22. desember, vil Solen være synlig, men lavt over horisonten. Det vil si at i polarsirkelen er det en kort polardag om sommeren, men polarnatten forekommer ikke der om vinteren.
5. Tilstand.
5. Løsning. R M,
knyttet til sirkulasjonsperioden T med følgende forhold:
Forsømmelse av brytning.
3. Løsning. Hastigheten på jordens daglige bevegelse er rettet fra vest til øst og er lik
https://pandia.ru/text/79/095/images/image007_8.gif" width="94" height="39 src=">
det vil si til 25.85 timer. På vårjevndøgnsdagen vil dagslyset vare nøyaktig en halv soldag (hvis det ikke tas hensyn til brytning), det vil si for en togpassasjer vil det være 12,93 timer eller 12 timer 56 meter.
4. Tilstand. Den hvite dvergen har en masse på 0,6 solmasser, en lysstyrke på 0,001 sola og en temperatur som er dobbelt så stor som sola. Hvor mange ganger er det gjennomsnittlig tetthet høyere enn solenergi?
4. Løsning. Som kjent er lysstyrken til en stjerne i henhold til Stefan-Boltzmann-loven proporsjonal R 2T 4. Radius hvit dverg med en lysstyrke som er 1000 ganger mindre enn solen og en overflatetemperatur som er dobbelt så stor som solen, er i forhold til solens radius
https://pandia.ru/text/79/095/images/image009_6.gif" width="147" height="41 src=">
5. Tilstand. En heliostasjonær bane er en sirkulær bane som ligger i planet til solens ekvator, med en omdreiningsperiode lik den sideriske perioden for solens aksiale rotasjon (25,4 dager). Finn dens halvhovedakse.
5. Løsning. Radius av satellittens sirkulære bane R, roterer rundt en kropp med masse M, relatert til sirkulasjonsperioden T med følgende forhold:
0 " style="border-collapse:collapse;border:none">