Miękkie czy twarde? Debata dotyczy tego, co znajduje się wewnątrz gwiazdy neutronowej. Czy istnieją płaskie gwiazdy? Regulamin Ogólnorosyjskich Igrzysk Olimpijskich, tryb i punkty organizacji sceny miejskiej, zadania sceny szkolnej

Ostrzeżenia zaczęły napływać wczesnym rankiem 17 sierpnia. Fale grawitacyjne powstałe w wyniku zderzenia dwóch gwiazd neutronowych – gęstych jąder martwych gwiazd – obmyły Ziemię. Ponad 1000 fizyków z aLIGO (Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) pospieszyło z rozszyfrowaniem wibracji w czasoprzestrzeni, które przetoczyły się przez detektory niczym długi grzmot. Tysiące astronomów rywalizowało o prawo do oglądania poświaty. Całe zamieszanie było jednak oficjalnie utrzymywane w tajemnicy. Trzeba było zbierać dane i pisać prace naukowe. Świat zewnętrzny Miałem się o tym dowiedzieć dopiero za dwa miesiące.

Ten surowy zakaz postawił Jocelyn Reed i Katerino Chatzioanou, dwie członkinie kolaboracji LIGO, w niezręcznej sytuacji. 17-go po południu mieli poprowadzić konferencję poświęconą pytaniu, co dzieje się w niewyobrażalnych warunkach wnętrza gwiazdy neutronowej. Ich tematem było dokładnie to, jak powinno nastąpić połączenie dwóch gwiazd neutronowych. „Wychodziliśmy na przerwę, usiedliśmy i patrzyliśmy na siebie” – mówi Reed, profesor w Cal State Fullerton. "Więc jak to robimy?"

Przez dziesięciolecia fizycy debatowali, czy gwiazdy neutronowe zawierają nowe rodzaje materii, powstałe, gdy gwiazda rozbija konwencjonalny świat protonów i neutronów i tworzy nowe interakcje między kwarkami lub innymi egzotycznymi cząstkami. Odpowiedź na to pytanie rzuciłaby również światło na astronomiczne tajemnice otaczające supernowe i pojawienie się ciężkich pierwiastków, takich jak złoto.

Oprócz obserwacji zderzeń z LIGO, astrofizycy opracowują kreatywne metody badania gwiazdy neutronowej. Zadanie polega na poznaniu wszelkich właściwości jego wewnętrznych warstw. Ale sygnał odebrany przez LIGO i inne podobne - emitowany przez dwa gwiazdy neutronowe, krążące wokół wspólnego środka masy, przyciągające się i w końcu rozbijające - oferuje całkowicie nowe podejście do problemu.

Dziwna sprawa

Gwiazda neutronowa to skompresowane jądro masywna gwiazda, bardzo gęste węgle pozostałe po supernowej. Jego masa jest porównywalna z masą słońca, ale jest skompresowana do rozmiarów miasta. Zatem gwiazdy neutronowe służą jako najgęstsze zbiorniki materii we Wszechświecie – „ostatnia materia na krawędzi czarnej dziury” – mówi Mark Alford, fizyk z Washington University w St. Louis.

Wiercąc taką gwiazdę, bylibyśmy bliżej osiągnięcia nauki. Kilka centymetrów normalnych atomów – głównie żelaza i krzemu – leży na powierzchni jak jasnoczerwona powłoka najgęstszych cukierków do ssania we wszechświecie. Atomy są następnie kompresowane tak bardzo, że tracą elektrony do wspólnego morza. Jeszcze głębiej protony zaczynają zamieniać się w neutrony, które są tak blisko siebie, że zaczynają na siebie zachodzić.

Niezwykłe jądro gwiazdy neutronowej. Fizycy wciąż dyskutują, co dokładnie się w nim znajduje. Oto kilka podstawowych pomysłów.

Tradycyjna teoria

Atmosfera - lekkie pierwiastki, takie jak wodór i hel
Zewnętrzna powłoka - jony żelaza
Wewnętrzna powłoka jest siecią jonów
Jądro zewnętrzne - jony bogate w neutrony w morzu wolnych neutronów

Co jest w środku?

W jądrze kwarka neutrony rozpadają się na kwarki górne i dolne.
W hiperonie znajdują się neutrony składające się z dziwnych kwarków.
W kaonie cząstki dwukwarkowe z jednym dziwnym kwarkiem.

Teoretycy spierają się o to, co stanie się dalej, gdy gęstość zacznie być 2-3 razy większa niż normalnie jądro atomowe. Z punktu widzenia Fizyka nuklearna gwiazdy neutronowe mogą po prostu składać się z protonów i neutronów, czyli nukleonów. „Wszystko można wyjaśnić zmianami w nukleonach” – mówi James Lattimer, astrofizyk z Uniwersytetu Stony Brook.

Inni astrofizycy myślą inaczej. Nukleony - nie cząstki elementarne. Składają się z trzech kwarków [ właściwie nie – ok. tłumaczenie] Pod niewiarygodnie silnym ciśnieniem kwarki mogą utworzyć nowy stan – materię kwarkową. „Nukliny to nie kule bilardowe” – mówi David Blaschke, fizyk z Uniwersytetu Wrocławskiego. „Wyglądają bardziej jak wiśnie. Możesz je trochę ścisnąć, ale w pewnym momencie je zmiażdżysz.

Niektórzy jednak uważają, że dżem twarogowy jest zbyt prosty. Teoretycy od dawna uważali, że wewnątrz gwiazdy neutronowej mogą pojawić się warstwy obcych cząstek. Energię ze ściskanych razem neutronów można przekształcić w utworzenie cięższych cząstek, zawierających nie tylko kwarki górne i dolne tworzące protony i neutrony, ale także cięższe i bardziej egzotyczne kwarki dziwne.

Na przykład neutrony mogą ustąpić miejsca hiperonom, cząstkom składającym się z trzech kwarków, które zawierają co najmniej jeden kwark obcy. W eksperymentach laboratoryjnych uzyskano hiperony, które jednak niemal natychmiast zniknęły. Mogą istnieć stabilnie wewnątrz gwiazd neutronowych przez miliony lat.

Alternatywnie ukryte głębiny gwiazd neutronowych można wypełnić kaonami – również złożonymi z dziwnych kwarków – łączącymi się w jeden kawałek materii w jednym stanie kwantowym.

Jednak przez kilka dziesięcioleci obszar tych badań znajdował się w ślepym zaułku. Teoretycy wpadli na pomysły dotyczące tego, co może wydarzyć się wewnątrz gwiazd neutronowych, ale te środowiska są tak ekstremalne i nieznane, że eksperymenty na Ziemi nie są w stanie odtworzyć niezbędne warunki. W Brookhaven National Laboratory i CERN fizycy rozbijają o siebie ciężkie jądra, takie jak złoto i ołów. Tworzy to stan materii przypominający zupę cząsteczkową, w której wolne kwarki zwanej plazmą kwarkowo-gluonową. Ale substancja ta okazuje się rozrzedzona, a nie gęsta, a jej temperatura miliardów lub bilionów stopni okazuje się znacznie wyższa niż temperatura wnętrza gwiazdy neutronowej, wewnątrz której panują stosunkowo chłodne temperatury milionów stopni.

Nawet istniejąca od kilkudziesięciu lat teoria opisująca kwarki i jądra, „chromodynamika kwantowa” lub QCD, nie jest w stanie odpowiedzieć na te pytania. Obliczenia wymagane do badania QCD w stosunkowo zimnych i gęstych ośrodkach są tak strasznie skomplikowane, że nie da się ich przeprowadzić nawet na komputerze. Badacze pozostają z nadmiernymi uproszczeniami i sztuczkami.

Jedyną opcją jest badanie samych gwiazd neutronowych. Niestety, są one bardzo odległe, słabe i bardzo trudne do zmierzenia czegokolwiek poza ich najbardziej podstawowymi właściwościami. Co gorsza, najbardziej ciekawa fizyka zachodzi pod ich powierzchnią. „Sytuacja przypomina laboratorium, w którym dzieje się coś niesamowitego” – mówi Alford – „podczas gdy widać tylko światło wpadające z okien”.

Ale dzięki nowej generacji eksperymentów teoretycy mogą w końcu dobrze się temu przyjrzeć.

Instrument NICER tuż przed wystrzeleniem na ISS. Śledzi promieniowanie rentgenowskie gwiazdy neutronowe

Miękkie czy twarde?

Cokolwiek znajduje się w jądrze gwiazdy neutronowej – wolne kwarki, kondensaty kaonów, hiperony czy stare, dobre nukleony – materia ta musi wytrzymać miażdżącą grawitację większą niż Słońce. W przeciwnym razie gwiazda zapadłaby się w czarną dziurę. Ale różne materiały mogą być ściskane grawitacyjnie różnym stopniu, który określa maksymalną możliwą wagę gwiazdy dla danego fizyczny rozmiar.

Astronomowie zmuszeni do pozostania na zewnątrz rozwikłali ten łańcuch, próbując zrozumieć, z czego zbudowane są gwiazdy neutronowe. W tym celu bardzo dobrze byłoby wiedzieć, jak miękkie lub twarde są pod kompresją. Aby się tego dowiedzieć, astronomowie muszą zmierzyć masy i promienie różnych gwiazd neutronowych.

Wśród gwiazd neutronowych najłatwiejsze do zważenia są pulsary: szybko rotujące gwiazdy neutronowe, których wiązka radiowa przechodzi przez Ziemię przy każdym obrocie. Należy do nich około 10% z 2500 znanych pulsarów systemy podwójne. W miarę jak pulsary się poruszają, ich impulsy, które powinny docierać do Ziemi w regularnych odstępach czasu, zmieniają się, ujawniając ruch pulsarów i ich położenie na orbitach. Znając orbity, astronomowie mogą, korzystając z praw Keplera i dodatkowych poprawek Einsteina i ogólnej teorii względności, znaleźć masy tych par.

Największym jak dotąd przełomem było odkrycie nieoczekiwanie zdrowych gwiazd neutronowych. W 2010 roku zespół kierowany przez Scotta Ransoma z Narodowego Obserwatorium Radioastronomicznego w Wirginii ogłosił, że zmierzył masę pulsara i stwierdził, że jest ona dwukrotnie większa od masy Słońca – znacznie większa niż wszystko, co wcześniej obserwowano. Niektórzy nawet wątpili w możliwość istnienia takich gwiazd neutronowych; prowadzi to do poważnych konsekwencji dla naszego zrozumienia zachowania jąder atomowych. „Jest to obecnie jedna z najczęściej cytowanych publikacji na temat obserwacji pulsarów, a wszystko dzięki fizykom jądrowym” – mówi Ransom.

Według niektórych modeli gwiazd neutronowych, które twierdzą, że grawitacja powinna je silnie ściskać, obiekt o tej masie powinien zapaść się w czarną dziurę. Kondensaty kaonu ucierpiałyby w tym przypadku, ponieważ są dość miękkie, a także nie jest to dobre dla niektórych odmian materii kwantowej i hiperonów, które również za bardzo by się skurczyły. Pomiar potwierdziło odkrycie w 2013 roku kolejnej gwiazdy neutronowej o masie dwóch mas Słońca.

Feryal Ozel, astrofizyk z Uniwersytetu w Arizonie, przeprowadził pomiary, które wykazały, że jądra gwiazd neutronowych zawierają egzotyczną materię.

W przypadku promieni sprawa jest nieco bardziej skomplikowana. Opracowali je astrofizycy, tacy jak Feryal Özel z Uniwersytetu w Arizonie różne techniki do obliczania rozmiarów fizycznych gwiazd neutronowych poprzez obserwację promieni rentgenowskich emanujących z ich powierzchni. Oto jeden ze sposobów: możesz zmierzyć całkowitą emisję promieniowania rentgenowskiego, użyć jej do oszacowania temperatury powierzchni, a następnie obliczyć rozmiar gwiazdy neutronowej zdolnej do emitowania takich fal (po uwzględnieniu sposobu, w jaki zaginają się one pod wpływem grawitacji). Można także szukać gorących punktów na powierzchni gwiazdy neutronowej, które stale pojawiają się i znikają z pola widzenia. Silne pole grawitacyjne gwiazdy ulegnie zmianie impulsy świetlne w zależności od tych gorących punktów. Kiedy zrozumiesz pole grawitacyjne gwiazdy, możesz zrekonstruować jej masę i promień.

Jeśli wierzyć wyliczeniom Ozela, okazuje się, że chociaż gwiazdy neutronowe mogą być dość ciężkie, to ich średnica mieści się w przedziale 20-22 km.

Zaakceptowanie faktu, że gwiazdy neutronowe są małe i masywne, „w dobrym tego słowa znaczeniu stawia cię w pułapce” – mówi Ozel. Mówi, że tak powinny wyglądać gwiazdy neutronowe, pełne oddziałujących ze sobą kwarków, a gwiazdy neutronowe składające się wyłącznie z nukleonów powinny mieć duży promień.

James Lattimer, astrofizyk z Uniwersytetu Stony Brook, twierdzi, że neutrony pozostają nienaruszone w jądrach gwiazd neutronowych.

Ale Lattimer, między innymi krytycy, ma wątpliwości co do założeń przyjętych w pomiarach rentgenowskich – uważa, że są one błędne. Uważa, że mogą nadmiernie zmniejszyć promień gwiazd.

Obie rywalizujące strony wierzą, że ich spór wkrótce zostanie rozstrzygnięty. W czerwcu ubiegłego roku 11. misja SpaceX dostarczyła na ISS pudełko o masie 372 kg teleskop rentgenowski Eksplorator kompozycji wnętrza gwiazdy neutronowej, NICER. Celem Naisera, zbierającego obecnie dane, jest określenie rozmiarów gwiazd neutronowych poprzez badanie gorących punktów na ich powierzchni. Eksperyment powinien przynieść rezultaty najlepsze pomiary promienie gwiazd neutronowych, w tym pulsarów, których masy zostały zmierzone.

„Wszyscy z niecierpliwością czekamy na wyniki” – mówi Blaschke. Dokładnie zmierzona masa i promień choćby jednej gwiazdy neutronowej natychmiast wyeliminuje wiele prawdopodobne teorie opisując je Struktura wewnętrzna i pozostawi tylko te, które zapewniają określony stosunek rozmiaru do wagi.

A teraz do eksperymentów dołączyło także LIGO.

Początkowo sygnał, o którym Reed omawiał przy kawie 17 sierpnia, traktowano jako wynik zderzenia czarnych dziur, a nie gwiazd neutronowych. I to miało sens. Wszystkie poprzednie sygnały z LIGO pochodziły z czarnych dziur, które są obiektami łatwiejszymi w obliczeniach. Ale lżejsze obiekty brały udział w generowaniu tego sygnału i trwało to znacznie dłużej niż łączenie się czarnych dziur. „Najwyraźniej nie był to system, na którym trenowaliśmy” – powiedział Reed.

Kiedy dwie czarne dziury tworzą spiralę, emitują energię orbitalną do czasoprzestrzeni w postaci fal grawitacyjnych. Ale w Ostatnia sekunda W nowym 90-sekundowym sygnale uzyskanym przez LIGO każdy obiekt doświadczył czegoś, czego nie doświadczają czarne dziury: został zdeformowany. Para obiektów zaczęła się rozciągać i ściskać materię, tworząc fale, które usuwały energię z ich orbit. To spowodowało, że zderzyły się szybciej, niż miałoby to miejsce w innym przypadku.

Po kilku miesiącach szalonej pracy z symulacje komputerowe grupa Reeda z LIGO opublikowała pierwszy pomiar wpływu tych fal na sygnał. Jak na razie tylko zespół Górna granica- co oznacza, że działanie fal jest słabe lub wręcz niezauważalne. Oznacza to, że gwiazdy neutronowe są fizycznie małe, a ich materia jest utrzymywana wokół centrum w bardzo gęstym stanie, co zapobiega jej rozciąganiu pływowemu. „Myślę, że pierwszy pomiar za pomocą fal grawitacyjnych w pewnym sensie potwierdza to, co wykazały obserwacje rentgenowskie” – mówi Reed. Ale to nie koniec. Oczekuje, że bardziej złożona symulacja tego samego sygnału przyniesie więcej trafna ocena.

Nicer i LIGO dostarczają nowych sposobów badania gwiazd neutronowych, a wielu ekspertów jest optymistami, że w ciągu najbliższych kilku lat pojawią się ostateczne odpowiedzi na pytanie, w jaki sposób materiał opiera się grawitacji. Jednak teoretycy tacy jak Alford ostrzegają, że sam pomiar miękkości materii gwiazdy neutronowej nie powie wszystkiego.

Być może inne znaki powiedzą ci więcej. Na przykład ciągłe obserwacje szybkości chłodzenia gwiazd neutronowych powinny pozwolić astrofizykom na spekulacje na temat cząstek obecnych w nich i ich zdolności do emitowania energii. Albo zbadanie, jak zwalniają, mogłoby pomóc określić lepkość ich wnętrzności.

Ale w każdym razie po prostu wiedza, w którym momencie następuje przejście fazowe materii i w co się ono przekształca, jest wartościowym zadaniem, uważa Alford. „Badanie właściwości materii istniejącej w różne warunki– to w ogóle jest fizyka – mówi.

Możesz pomóc i przekazać część środków na rozwój strony

Samotna gwiazda jest jak samotny człowiek. Ale kiedy łączą się w pary, ich życie jest pełne wydarzeń. Wymieniając materię, gwiazdy mogą „odmłodzić”, stać się zmienne i generować jasne źródła promieniowania rentgenowskiego. Niektóre układy podwójne rozpadają się po spektakularnym wybuchu supernowej. Ale czasami zdarzają się znacznie bardziej imponujące kataklizmy, gdy gwiazdy łączą się w ostatecznym, śmiertelnym uścisku. Takie zakończenie jest niedostępne dla singli. Ryż. top WIADOMOŚCI SPL/EAST

Wyobraź sobie piękną galaktykę spiralną. Jest w nim około tysiąca miliardów gwiazd. Wyobraź sobie drugą taką osobę. Teraz złączmy je razem. Ogromne układy gwiezdne swobodnie przechodzą przez siebie, ulegając jedynie dziwacznej deformacji pod wpływem wzajemnego przyciągania. Okazuje się, że gwiazdy się nie zderzają – są położone zbyt daleko od siebie. Jeśli zrobisz model Galaktyki, wyobrażając sobie Słońce jako kulę o średnicy jednego centymetra, najbliższe gwiazdy będą w odległości około 300 kilometrów. Zatem gwiazda jest bardzo samotna w swoim życiu, chyba że los dał jej gwiazdę towarzyszącą.

Gwiazdy podwójne są dość powszechne. Co więcej, wraz ze wzrostem masy zwiększają się szanse, że gwiazda znajdzie sąsiada: wśród gwiazd wagi ciężkiej ponad połowa ma parę. Ale nawet wśród gwiazd o małej masie około jedna trzecia to układy podwójne.

Jednak gwiazdy tworzące układ Albireo tylko na pierwszy rzut oka wydają się bliźniacze, ale po bliższym przyjrzeniu się okazują się być trojaczkami. Jaśniejsza pomarańczowa gwiazda sama w sobie jest gwiazdą podwójną, ale można to dostrzec tylko przy użyciu dużych teleskopów.

Istnieją systemy nie tylko trzech, ale także czterech, pięciu, sześciu, a nawet siedmiu gwiazd. To prawda, że \u200b\u200bich elementy nadal starają się podzielić na pary. Na przykład, jeśli spojrzymy na jasną gwiazdę ε (epsilon) Lyrae przez mały teleskop, zobaczymy, że jest to układ podwójny (niektórzy mogą nawet zobaczyć tę parę gołym okiem). Potężniejsze narzędzie pokaże, że każda z gwiazd w tej parze sama jest parą. Wreszcie szczegółowe badania wskazują, że jedna z czterech gwiazd jest bardzo bliskim układem podwójnym.

Tak binarnie organizacja przestrzenna nie przypadkowe. Ona pozwala układ gwiazdŻyj długo. Nawet jeśli spróbujesz stworzyć potrójną gwiazdę, w której wszystkie gwiazdy znajdują się w przybliżeniu w równych odległościach od wspólnego środka masy i „tańczą” wokół niej po skomplikowanych trajektoriach, taki „taniec” wkrótce zostanie przerwany - jedna z gwiazd zostanie wyrzucony z systemu na zawsze. Jedyny niezawodny sposób Aby osiągnąć stabilność systemu o dużej wielokrotności (to znaczy składającego się z trzech lub więcej gwiazd), należy utworzyć go hierarchicznie. Ale wtedy nie wszystkie gwiazdy będą mogły oddziaływać na siebie i wpływać na ewolucję swoich najbliższych sąsiadów, a jedynie te na samym dole hierarchii. Odległości pomiędzy pozostałymi elementami układu są tak duże, że nie wpływają one na siebie w zauważalny sposób i ewoluują jako pojedyncze gwiazdy.

Krótka biografia pojedynczej gwiazdy

Ścieżka życia pojedynczej gwiazdy to ciągła zmiana głównego źródła energii. Po pierwsze, kurcząca się protogwiazda nagrzewa się w wyniku uwolnienia energii grawitacyjnej. Potem zaczynają reakcje termojądrowe, podczas którego wodór przekształca się w hel. W tym stanie gwiazda przewodzi bardzo własne życie. Po wyczerpaniu się wodoru w jądrze gwiazdy, cięższe pierwiastki, w tym żelazo, również mogą się „spalić”. Gwiazda staje się wówczas czerwonym olbrzymem lub nadolbrzymem. W końcu, po utracie skorupy, w zależności od masy początkowej, zamienia się w biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura. O żywotności gwiazdy decyduje także jej masa: im gwiazda jest masywniejsza, tym jaśniej świeci i szybciej spala swoje paliwo. W trakcie swojego życia masa pojedynczej gwiazdy zmniejsza się pod wpływem wiatru gwiazdowego. Im większa masa, tym silniejszy wiatr. Słońce ma słaby wiatr i utrata masy jest niewielka, ale zauważalna część materii jest „wywiewana” z masywnych gwiazd. Nie da się zwiększyć masy samotnej gwiazdy.

Ty - dla mnie, ja - dla ciebie

Dla astrofizyków największym zainteresowaniem cieszą się bliskie układy podwójne. Po pierwsze, interakcje mogą zmieniać masę gwiazd, główny parametr określający ich właściwości. Po drugie, podczas procesu wymiany masy mogą powstać niezwykle jasne źródła promieniowania, co czyni życie gwiazdy bardziej różnorodnym i ciekawszym do zbadania.

Rozważmy dwie pobliskie gwiazdy, narysuj w myślach linię łączącą je i oblicz, gdzie znajduje się na niej środek masy układu. Jeśli dokładnie umieścisz w nim kamyk, on tam pozostanie - siły grawitacyjne obu gwiazd będą dokładnie zrównoważone. Jeśli przesuniesz go w stronę jednej z gwiazd, zacznie krążyć wokół niej. Innymi słowy, każdy ze składników pary otoczony jest własnym „obszarem wpływu”, a środek masy znajduje się punkt krytyczny, który nazywany jest wewnętrznym punktem Lagrange'a. Materia w takim obszarze obraca się wokół jednej z gwiazd pary, czyli jest kontrolowana przez jej pole grawitacyjne.

Zazwyczaj gwiazdy znajdują się głęboko w swoich płatach Roche’a, czyli w obszarach, w których dominuje grawitacja jednego ze składników układu podwójnego. Każdy z nich bezpiecznie utrzymuje swoją substancję, zapobiegając jej wydostawaniu się na powierzchnię. Dopóki taki stan rzeczy będzie się utrzymywał, gwiazdy układu ewoluują jako gwiazdy pojedyncze. Ale w późniejszych etapach życia, kiedy gwiazda staje się czerwonym olbrzymem, jej rozmiar zwiększa się setki razy. W rezultacie ryzykuje, że nie zmieści się w płacie Roche'a, a wtedy jego materia zacznie płynąć do innej gwiazdy - tak pojawia się oddziałujący układ podwójny.

W układzie podwójnym bardziej masywna gwiazda jako pierwsza osiąga etap czerwonego olbrzyma, ponieważ im większa masa, tym szybsza ewolucja. Jednak gdy rozpoczyna się interakcja, mniejsza gwiazda z pary zaczyna zwiększać swoją masę kosztem swojej sąsiadki. Oznacza to, że ci, którym wydawało się, że ich przeznaczeniem jest stać się białym karłem, mogą skończyć jako gwiazda neutronowa, a nawet czarna dziura. Z drugiej strony masywne gwiazdy, szybko się starzejące, mogą „przenieść” część materii do sąsiada o mniejszej masie i wtedy wyglądać młodziej. To wyjaśnia tak zwany paradoks Algola: w tej zaćmieniowej gwieździe podwójnej w konstelacji Perseusza mniej masywny składnik znajduje się na późniejszym etapie ewolucji niż bardziej masywny. Wreszcie gwiazdy mogą nawet łączyć się ze sobą.

Z reguły, jeśli gwiazdy zaczynają wymieniać materię, nie ogranicza się to do „jednorazowego wydarzenia”. Na Moskiewskim Uniwersytecie Państwowym opracowano program o nazwie „Maszyna scenariuszowa” (http://xray.sai.msu.ru/sciwork/scenario.html), przeznaczony do obliczania losów podwójne gwiazdy. Jeden z torów ewolucji zbudowanych za jego pomocą jest dość typowy i opisuje historię dwóch gwiazd o masach 12 i 9 Słońc, które krążą po orbicie około dwa i pół razy większej niż orbita Ziemi wokół Słońca. Masywniejsza gwiazda najpierw wypełnia płat Roche'a, a jej materia zaczyna płynąć do sąsiada przez wewnętrzny punkt Lagrange'a. Ponadto część materii jest rozproszona po całym systemie i nie uczestniczy w jego dalszej ewolucji. Po zakończeniu metabolizmu pierwsza gwiazda „traci na wadze” prawie czterokrotnie, a druga nieco „poprawia się”. Ponadto system stał się znacznie bardziej kompaktowy i lżejszy ze względu na utratę substancji. Po kilku milionach lat składnik, który na początku był bardziej masywny, eksploduje jako supernowa, stając się gwiazdą neutronową. Nie oznacza to jednak, że jej los jest teraz ostatecznie przesądzony, ponieważ znajduje się w ścisłym układzie binarnym.

Po pewnym czasie nadeszła kolej na drugą gwiazdę, która staje się czerwonym olbrzymem. Wypełnia także płat Roche’a, a jego materia zaczyna napływać do gwiazdy neutronowej. Jednocześnie nagrzewa się do milionów stopni, a w galaktyce zapala się jasne źródło promieniowania rentgenowskiego. Kiedy następuje przepływ, orbita układu podwójnego zmniejsza się: po pierwsze, część energii ruch orbitalny gwiazdy są unoszone przez materię opuszczającą układ, po drugie, jest to spowodowane wyrównywaniem mas składników. To drugie jest łatwe do zrozumienia, jeśli weźmiemy pod uwagę, że cięższa gwiazda znajduje się bliżej środka masy układu, co oznacza, że jej prędkość orbitalna jest mniejsza. Jeśli przeniesiesz kawałek jego substancji do szybciej poruszającego się sąsiada, nieco zwolni, czyli zbliży się do środka masy.

Zmniejszenie orbity prowadzi do katastrofalnych konsekwencji dla układu: gwiazda neutronowa trafia do wnętrza gigantycznej gwiazdy. Powstaje tak zwany obiekt Thorne-Żitkov. Istnienie takich obiektów przepowiadali już w 1977 roku Kip Thorne i Anna Zhitkov, lecz jak dotąd nie udało się ich odkryć. Ostatecznym rezultatem ewolucji układu jest pojedyncza czarna dziura. I to pomimo faktu, że indywidualnie gwiazdy oryginalnej pary nie mogłyby wygenerować tak zwartego obiektu.

Jeśli weźmiemy masę drugiej, mniejszej gwiazdy, powiedzmy nie dziewięć, ale dwie masy Słońca, pozostawiając wszystkie pozostałe parametry bez zmian, losy układu potoczą się zupełnie inaczej. Nie będzie w nim połączenia gwiazd. Zamiast tego nastąpi kilka etapów wymiany materii, pojawi się jasny (i znowu druga gwiazda popłynie na gwiazdę neutronową utworzoną z pierwszej), ale ostatecznym rezultatem nie będzie czarna dziura, ale para: gwiazda neutronowa - biały karzeł. Możesz zmienić parametry nieco bardziej i ponownie uzyskać zauważalne różnice w ewolucji. Zatem istnieje ogromna różnorodność bliskich systemów binarnych.

Jak „zważyć” słodką parę

Obserwując prędkości gwiazd w układzie podwójnym i znając ich okres orbitalny, można wyznaczyć ich masy. Wszystko wydaje się łatwe i proste. Ale tego tam nie było! Prędkości mierzone są za pomocą efektu Dopplera: gdy gwiazda zbliża się do nas, linie jej widma przesuwają się w stronę niebieską, a gdy oddalają się od nas – w stronę czerwoną. Innymi słowy, nie mierzy się pełnej prędkości gwiazdy, a jedynie jej rzut na linię wzroku. Na przykład, jeśli spojrzysz na system prostopadle do płaszczyzny jego orbity, prędkości gwiazd wzdłuż linii wzroku będą po prostu wynosić zero. Jeśli spojrzysz na ten system z boku, zostaną zarejestrowane pełne prędkości orbitalne. Okazuje się, że aby wyznaczyć rzeczywiste prędkości orbitalne, musimy także wiedzieć, pod jakim kątem patrzymy na układ podwójny. Niestety nie zawsze możliwe jest określenie kąta. W takich przypadkach zwykle podaje się masy konwencjonalne, wyliczane przy założeniu, że orbitę obserwuje się od strony krawędzi, jednak astronomowie zawsze pamiętają, że biorąc pod uwagę kąt nachylenia orbity do linii wzroku, masy prawie na pewno będą być większy. Na przykład, jeśli okaże się, że nachylenie orbity wynosi 45 stopni, wówczas masy konwencjonalne należy zwiększyć 2,8 razy. Masy najdokładniej wyznacza się w układach, w których występują wzajemne zaćmienia gwiazd. Rozmiary gwiazd są małe w porównaniu z orbitą, po której się poruszają, dlatego zaćmienia są możliwe tylko pod bardzo małymi kątami, gdy układ jest widoczny prawie od krawędzi. W tak rzadkich przypadkach, zwłaszcza gdy określa się prędkości obu gwiazd, można dokonać dokładnych szacunków mas.

Efektywna akrecja

Ze wszystkich przejawów bliskich par gwiazd być może najbardziej znane są układy podwójne rentgenowskie. Ten etap ma miejsce w życiu wielu oddziałujących ze sobą układów podwójnych, gdy jeden ze składników układu, stając się gwiazdą neutronową lub czarną dziurą, wychwytuje lub, jak mówią astronomowie, akreuje materię swojego sąsiada. Jeśli gwiazda dawcy wypełniła płat Roche'a, zamieniając się w olbrzyma, wówczas reżim został urzeczywistniony akrecja dysku, w tym przypadku powstają najpotężniejsze źródła. Ponieważ składniki układu podwójnego krążą wokół wspólnego środka masy, materia nie może spaść bezpośrednio z jednej gwiazdy na drugą. Przepływając przez wewnętrzny punkt Lagrange'a, wiruje wokół zwartego obiektu jak potężny dysk akrecyjny. Co ciekawe, jeśli gwiazda-dawca jest wystarczająco masywna, dysk może uformować się nawet bez wypełniania płata Roche'a: z powierzchni takich gwiazd może przepływać dość silny wiatr gwiazdowy, który jest częściowo przechwytywany przez zwarty obiekt i zasila promieniowanie rentgenowskie źródło.

Akrecja jest niesamowita wydajny proces pozyskiwanie energii. Jeśli weźmiesz cegłę i rzucisz ją w gwiazdę neutronową, to gdy uderzy w powierzchnię, wyzwoli taką samą ilość energii, jak w przypadku potężnej eksplozji. głowica nuklearna. Jednak najczęściej główne uwolnienie energii następuje w dysku akrecyjnym. Materia krążąca wokół gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury nagrzewa się z powodu lepkości do milionów stopni. Dysk taki emituje głównie promieniowanie rentgenowskie, gdyż im wyższa temperatura substancji, tym więcej kwantów energetycznych przenosi energię.

Świat układów podwójnych rentgenowskich otworzył się przed badaczami w latach sześćdziesiątych XX wieku. Pierwszy poważny przełom w badaniu nieba w promieniach rentgenowskich związany był z pracą amerykańskiego satelity Uhuru (UHURU), za pomocą którego odkryto na niebie ponad trzysta źródeł promieniowania rentgenowskiego. Większość z nich okazała się akreującymi układami podwójnymi z gwiazdami neutronowymi lub czarnymi dziurami.

Od lat 70. XX wieku obserwatoria rentgenowskie nieprzerwanie działają w przestrzeni kosmicznej. Obecnie na orbicie znajduje się kilka dużych teleskopów rentgenowskich. To jest znane Amerykański satelita Chandra, europejski XMM-Newton i jeden z ostatnich projekty międzynarodowe INTEGRAL, wystrzelony w 2002 roku, z materiałami, z których korzystają także rosyjscy astronomowie.

Fale grawitacyjne i łączenie się gwiazd

Układ podwójny masywnych gwiazd może wytworzyć parę składającą się z gwiazd neutronowych lub czarnych dziur. Jeśli odległość między dwoma zwartymi obiektami jest niewielka, ostateczną ewolucją będzie ich połączenie. Dzieje się tak z powodu fal grawitacyjnych emitowanych przez układ podwójny. Fale te, zgodnie z ogólną teorią względności, są emitowane przez dowolny układ podwójny, ale efekt jest tym silniejszy, im masywniejsze są obiekty i im bliżej siebie się znajdują. Odbierając energię i moment pędu z układu, fale grawitacyjne zbliżają gwiazdy do siebie. Odkryto już kilka układów podwójnych z gwiazdami neutronowymi i pulsarami radiowymi, w których obserwuje się skurcz orbit w wyniku emisji fal grawitacyjnych. Jeśli efekt upadku cegły na gwiazdę neutronową jest porównywalny wybuch jądrowy, co się stanie, gdy zderzą się dwie gwiazdy neutronowe, każda o masie większej niż Słońce?! Wyzwoli to więcej energii niż eksplozja supernowej. Częściowo jest unoszony przez elektromagnetyczne promienie gamma, częściowo przez neutrina, a resztę przez fale grawitacyjne, których siła jest tak wielka, że to chyba jedyna szansa na ich bezpośrednią rejestrację (swoją drogą fuzja czarne dziury można obserwować tylko w ten sposób). W tym celu grawitacyjny Detektory LIGO i PANNA. Na razie ich czułość jest niewystarczająca, ale astrofizycy są pewni, że po modernizacji instalacje te będą obserwować kilka fuzji gwiazd rocznie. W międzyczasie można zaobserwować łączenie się gwiazd neutronowych jako krótkie rozbłyski gamma. Dłuższe impulsy promieni gamma (trwające kilka sekund) są obecnie powiązane z zapadnięciem się szybko rotujących jąder bardzo masywnych gwiazd. Ale drugie długie rozbłyski najprawdopodobniej pojawiają się w końcowej fazie „tańca” pary gwiazd neutronowych, kiedy po stale przyspieszającym wirze łączą się one, częściowo tracąc materię, tworząc szybko wirujący dysk.

Supernowe jak z linii montażowej

Supernowe są zwykle kojarzone z ostatni akord w życiu masywnej gwiazdy, kiedy po wyczerpaniu jej rezerw paliwo jądrowe zapada się, zamieniając się w gwiazdę neutronową lub czarną dziurę. Jednakże supernowe występują w różnych typach. Inny charakter ma jedna z podklas, oznaczona jako Ia. W przeciwieństwie do innych supernowych, wszystkie eksplozje typu Ia są do siebie bardzo podobne. Niemal „standardowe” obiekty zdają się eksplodować. Współczesna astrofizyka twierdzi, że są to eksplozje białych karłów w bliskich układach podwójnych. Te zwarte obiekty są stabilne, dopóki ich masa jest niewielka. Jeśli urosła do pewnego Krytyczna wartość, zwaną granicą Chandrasekhara, wówczas biały karzeł traci stabilność. Następuje eksplozja. Granica Chandrasekhara wynosi około 1,4 masy Słońca. Wszechstronność tego masa Krytyczna określa jednorodność właściwości supernowych typu Ia. Masa gwiazd może wzrosnąć jedynie w oddziałujących ze sobą układach podwójnych. Gdyby nie było takich układów, nie byłoby supernowych typu Ia, a przecież są one bardzo przydatne w „gospodarce” astronomicznej. Dziesięć lat temu badania tych konkretnych rozbłysków dostarczyły pierwszych poważnych argumentów przemawiających za przyspieszoną ekspansją Wszechświata. Teraz NASA planuje wystrzelenie specjalnego satelity - SNAP (SuperNova Acceleration Probe), który będzie poszukiwał odległych supernowych typu Ia w celu wyjaśnienia danych na temat ekspansji kosmologicznej. Teoria wybuchów supernowych jest wciąż daleka od ukończenia, chociaż jest nowoczesna modele komputerowe pozwoliło na osiągnięcie pewnego postępu. Jednak nadal nie wiadomo, które gwiazdy dostarczają materię białym karłom, które następnie eksplodują jako supernowe typu Ia. Mogą to być na przykład zwykłe gwiazdy o małej masie, ale możliwe jest, że takie supernowe powstają w układach dwóch białych karłów, gdy materia przepływa z jednego do drugiego (dzieje się tak, gdy rozmiar orbity zmniejsza się w wyniku emisji fale grawitacyjne). Ostatnie słowo tutaj najwyraźniej jest ona przeznaczona dla obserwatorów, a nie dla teoretyków.

Rozstanie luminarzy

Pary gwiazd ulegają zniszczeniu w dwóch przypadkach. Po pierwsze, może interweniować „gwiazda-złoczyńca”, którego bliski przelot obok pary może doprowadzić do wymiany partnerów. Po drugie, jedna z gwiazd może eksplodować jako supernowa. W tym przypadku znaczna część jego masy jest uwalniana do otaczającej przestrzeni. Para jest utrzymywana razem dzięki wzajemnej sile grawitacji. Jeśli zresetowany więcej niż połowa całkowitej masy, układ zostaje uwolniony grawitacyjnie i gwiazdy rozpadają się. Ponadto eksplozje supernowych są asymetryczne, w wyniku czego powstały zwarty obiekt otrzymuje w momencie eksplozji pchnięcie i dodatkową prędkość. Jeśli jest duży w porównaniu do prędkość orbitalna w układzie podwójnym prowadzi to również do rozpadu pary gwiazd. Dlatego pomimo faktu, że ponad połowa masywnych gwiazd, z których następnie powstają gwiazdy neutronowe lub czarne dziury, należy do układów podwójnych, odsetek układów podwójnych pomiędzy zwarte obiekty znacznie mniej.

O zaletach systemów dualnych

Wśród nich wyróżnia się astrofizyka nauki przyrodnicze ponieważ nie da się eksperymentować z obiektami, które bada. Nie można nawet przybliżyć do nich żadnego urządzenia. Dlatego badacze chętnie korzystają z wszelkich opcji „naturalnych czujników”. Gwiazdy w bliskim układzie podwójnym służą sobie nawzajem za „czujniki”. Na przykład, jeśli podczas orbitowania układu występują zaćmienia, gdy jedna gwiazda przesłania drugą, wówczas można uzyskać dokładne oszacowanie ich wielkości. Ale najważniejsza jest oczywiście możliwość pomiaru mas gwiazd w układach podwójnych.

Dzisiejsi eksperci z łatwością mówią: „Im masywniejsza gwiazda, tym…” Ale kiedyś mierzenie mas gwiazd wydawało się fantastyczne. Rzeczywiście, jak zważyć samotną kulę gazową lecącą w pustce? Inaczej wygląda sprawa, jeśli wokół niego wiruje inny obiekt pod wpływem grawitacji. W tym przypadku mierząc okres obiegu i prędkości gwiazd w układzie podwójnym, można oszacować ich masy, korzystając z praw mechaniki niebieskiej.

Najbardziej dokładne pomiary przeprowadzono dla pulsarów w układach podwójnych. Jak wiemy, pulsary to gwiazdy neutronowe, które emitują okresowe impulsy radiowe. Ścisłą okresowość można wytłumaczyć obrotem tych zwartych obiektów wokół ich osi. Obecnie znanych jest prawie 2 tysiące takich źródeł, a kilkadziesiąt z nich wchodzi w skład systemów podwójnych. Ponieważ pulsary są bardzo dokładnymi zegarami, można ich używać do wykonywania precyzyjnych pomiarów.

Za odkrycie i zbadanie pierwszego układu dwóch gwiazd neutronowych – PSR B1913+16 – nagrodzono Russella Hulse i Josepha Taylora nagroda Nobla z fizyki w 1993 r. Tak wysoka ocena jest zrozumiała. W zamkniętym układzie dwóch zwartych obiektów, zgodnie z ogólną teorią względności (GR), powinno być silne promieniowanie fale grawitacyjne. Fale przenoszą energię i moment pędu, co oznacza, że składniki podwójne zbliżają się do siebie. Efekt jest niewielki, dlatego okres orbitalny i inne parametry muszą być mierzone bardzo dokładnie. wysoka celność. Wykazano, że gwiazdy neutronowe w układzie PSR B1913+16 zbliżają się do siebie w sposób całkowicie zgodny z teorią. Ponadto możliwe było zweryfikowanie niektórych innych efektów przewidzianych przez ogólną teorię względności. Do chwili obecnej znanych jest jeszcze kilka par gwiazd neutronowych. Wielkie nadzieje przypisuje się obserwacjom bardzo bliskiej pary PSR J0737-3039, odkrytej w 2003 roku. Obie gwiazdy neutronowe są na nim widoczne jako pulsary radiowe. Umożliwia to szybkie (w ciągu kilku lat) i dokładne zmierzenie kilku efektów ogólnej teorii względności. Gwiazdy neutronowe w tym układzie wykonują 10 obrotów dziennie po orbicie o promieniu 400 tysięcy kilometrów – mniej więcej wielkości Księżyca wokół Ziemi. Z powodu fal grawitacyjnych promień orbity zmniejsza się o 0,7 milimetra przy każdym obrocie, a za około 85 milionów lat zderzą się. Jednak w niedalekiej przyszłości system ten może umożliwić testowanie efektów, których nie da się jeszcze zbadać za pomocą innych pulsarów.

Fizycy jądrowi bardzo zainteresowali się jednym typem bliskiego układu podwójnego z gwiazdami neutronowymi. Faktem jest, że gwiazdy neutronowe to jedyny rodzaj „laboratorium”, w którym można badać zachowanie materii o gęstościach 10 razy większych niż jądrowe. Oczywiście supergęsta materia ukryta jest w samych głębinach gwiazd neutronowych i nie jest bezpośrednio obserwowana, jednak istnieje sposób, aby poznać jej właściwości - obserwując stygnięcie zwartych obiektów. W niektórych układach podwójnych gwiazdy neutronowe przez pewien czas akreują materię od sąsiada, po czym proces ten ustaje i widzimy stygnący, zwarty obiekt, lekko nagrzany reakcje jądrowe w swojej korze. Wiedząc, ile materii spadło na gwiazdę i mierząc jej jasność przy braku akrecji, można przetestować teorie chłodzenia gwiazd neutronowych i wyjaśnić właściwości materii w ich wnętrzach.

Dlatego układy podwójne cieszą się dużym zainteresowaniem zarówno astronomów, jak i fizyków. Gdyby nie sparowane „taniece” gwiazd i złożone relacje między nimi, badaczom byłoby znacznie trudniej osiągnąć postęp w badaniu praw natury.

Rok akademicki 2013-2014

Czas trwania 3 godziny

5-6 klasa

Na powyższym rysunku artysta przedstawił Księżyc na tle rozgwieżdżonego nieba. Co jest nie tak na tym zdjęciu i dlaczego? Jak prawidłowo rysować?

Etap szkolny Ogólnorosyjskiej Olimpiady Astronomicznej

Rok akademicki 2013-2014

Czas trwania 4 godziny

Każde zadanie jest warte 8 punktów

Szkolna Olimpiada Astronomiczna

7-8 klasa

Obecnie na niebie znanych jest 88 konstelacji. Czy naukowcom uda się odkryć 89. konstelację? Wyjaśnij szczegółowo swoją odpowiedź.

„Cała noc za chmurami

Świeciła latarnia z rogami.”

Na Słońcu nastąpił rozbłysk, w wyniku którego wyrzucono plazmę.

Po 3 dniach zwolnienia plazma słoneczna dotarł do Ziemi i spowodował silne

Zakłócenia magnetosfery Ziemi. Z jaką prędkością poruszała się plazma? (1 au –

150 milionów km). Pomiń fakt, że ruch plazmy słonecznej następuje wzdłuż

Spirale, rozważ prostoliniową trajektorię ruchu.

Etap szkolny Ogólnorosyjskiej Olimpiady Astronomicznej

Rok akademicki 2013-2014

Czas trwania 4 godziny

Każde zadanie jest warte 8 punktów

Szkolna Olimpiada Astronomiczna

9 klasa

Na jakich planetach grupa naziemna Czy niebo w ciągu dnia jest czarne, błękitne i czerwonawe?

Merkury, Ziemia i Mars.

3. Ziemia poruszająca się wokół Słońca po orbicie eliptycznej jest bliżej

Słońce jest prawie 5 milionów km wyżej niż w lipcu. Dlaczego więc w styczniu jest zimniej niż w

Lipiec?

Neptun, Merkury, Mars, Jowisz, Uran i planety karłowate Pluton i Ceres.

Jak nazywa się taki układ planet? Która planeta będzie widoczna nocą?

Istnieją cztery główne fazy księżyca: nów, pierwsza kwadra, pełnia i ostatnia kwadra. W nowiu F = 0, w pierwszym kwartale fa fa fa = 0,5.

Zrób rysunek objaśniający.

Obecnie statek kosmiczny Cassini bada i fotografuje planetę Saturn i jej księżyce. Odległość Saturna od Słońca wynosi 29,46 jednostek astronomicznych. W jakim minimalnym czasie informacja otrzymana przez urządzenie dociera do Ziemi?

Etap szkolny Ogólnorosyjskiej Olimpiady Astronomicznej

Rok akademicki 2013-2014

Czas trwania 4 godziny

Każde zadanie jest warte 8 punktów

Szkolna Olimpiada Astronomiczna

klasa 10

29 marca 2006 roku w Rosji było widoczne całkowite zaćmienie słońca. Dlaczego całkowite zaćmienie Księżyca można obserwować jednocześnie ze wszystkich terytoriów ogromnego kraju, a zaćmienie Słońca można obserwować tylko z kilku pewne miejsca i o różnych porach? Co znaczy faza? F = 0,65?

Etap szkolny Ogólnorosyjskiej Olimpiady Astronomicznej

Rok akademicki 2013-2014

Czas trwania 4 godziny

Każde zadanie jest warte 8 punktów

Szkolna Olimpiada Astronomiczna

Klasa 11

◉ = 2·10 30 kg.

Oto lista czterech par:

ODPOWIEDZI

Etap szkolny Ogólnorosyjskiej Olimpiady Astronomicznej

Rok akademicki 2013-2014

Czas trwania 3 godziny

Każde zadanie jest warte 8 punktów

Szkolna Olimpiada Astronomiczna

5-6 klasa

1. Na powyższym rysunku artysta przedstawił Księżyc na tle rozgwieżdżonego nieba. Co jest nie tak na tym zdjęciu i dlaczego? Jak prawidłowo rysować?

Rozwiązanie. Zdjęcie przedstawia półksiężyc na tle gwiazd. Po nocnej stronie Księżyca znajduje się gwiazda. Tak nie może być, bo... gwiazdy znajdują się bardzo daleko (poza orbitą Księżyca), a Księżyc nie jest przezroczysty dla światła.

Które konstelacje na północnym niebie wskazują na północny biegun niebieski? W jakiej konstelacji się znajduje? Narysuj coś. Jakie konstelacje na południowym niebie można wykorzystać jako punkty orientacyjne do określenia położenia południowego bieguna niebieskiego? W jakiej konstelacji znajduje się południowy biegun niebieski?

Rozwiązanie. Z asteryzmu Wielkiego Wozu w konstelacji Wielkiej Niedźwiedzicy łatwo jest określić kierunek do północnego bieguna niebieskiego. Jeśli dwie najbardziej zewnętrzne gwiazdy, te znajdujące się dalej od uchwytu (Dubhe i Merak), połączy się wyimaginowaną linią, a linia ta będzie kontynuowana przez około pięć takich samych odległości, wówczas jasną gwiazdę można łatwo zobaczyć. To właśnie się stanie gwiazda biegunowa, (α M. Ursa), w pobliżu którego znajduje się biegun północny świata.

Na obszarze południowego bieguna świata nie ma ani jednej jasnej gwiazdy, która pełniłaby rolę punktu orientacyjnego. Najbardziej znaną konstelacją na południowym niebie jest Krzyż Południa. Dwie najbardziej zewnętrzne gwiazdy Krzyża Południa, tworzące dużą przekątną rombu, są skierowane w stronę południowego bieguna niebieskiego. biegun południowyŚwiat otoczony jest konstelacją Oktanta, w której nie ma jasnych gwiazd.

Podaj nazwę największej i najmniejszej planety Układ Słoneczny. Gdzie się znajdują w stosunku do Słońca, które z tych planet mają satelity?

Rozwiązanie. Według najnowszych danych najmniejszą planetą jest Merkury, a największą Jowisz. Merkury znajduje się najbliżej Słońca, a Jowisz jest piąty z rzędu i znajduje się za Marsem. Merkury nie ma satelitów, Jowisz ma ich wiele.

Jesteś na południowym biegunie magnetycznym i spojrzałeś na igłę kompasu. Gdzie skierowany jest północny i południowy koniec igły kompasu? Zrób rysunek objaśniający.

Odpowiedź: południe. Dobrze by było, gdyby studenci zwrócili uwagę, że południowa biegun magnetyczny zlokalizowany w Kanadzie.

Niektórzy uczniowie mogą napisać, że jedna strzałka wskazuje zenit, a druga nadir. I to będzie również prawidłowa odpowiedź!

Etap szkolny Ogólnorosyjskiej Olimpiady Astronomicznej

Rok akademicki 2013-2014

Czas trwania 4 godziny

Każde zadanie jest warte 8 punktów

Szkolna Olimpiada Astronomiczna

7-8 klasa

1. Obecnie na niebie znanych jest 88 konstelacji. Czy naukowcom uda się odkryć 89. konstelację? Wyjaśnij szczegółowo swoją odpowiedź.

Odpowiedź: Nie. Zgodnie z decyzją IAU na niebie znajduje się dokładnie 88 konstelacji i nie ma to nic wspólnego z rozwojem technologii obserwacji astronomicznych.

Istnieje dobrze znana zagadka dotycząca Księżyca:

„Cała noc za chmurami

Świeciła latarnia z rogami.”

Znajdź błąd astronomiczny w zagadce.

Rozwiązanie.

Księżyc jest „rogaty” na początku i na końcu miesiąc księżycowy. Młody Księżyc widoczny jest wieczorami i zachodzi po Słońcu. Stary Księżyc wschodzi przed świtem i jest widoczny o poranku. Aby świecić przez całą noc, Księżyc musi znajdować się na sferze niebieskiej naprzeciwko Słońca i być pełny, a nie „rogaty”.

Narysuj, jak wyobrażasz sobie Układ Słoneczny. Z jakich obiektów się składa?

Rozwiązanie. Obrazy Słońca, planet, komet, dwóch pasów asteroid. Satelity planet można przedstawić w pobliżu planet.

Ile planet zaobserwowałeś w tym przypadku gołym okiem rok akademicki? Gdy? Po której stronie horyzontu? Która planeta była najjaśniejsza?

Odpowiedź. Uczniowie mogą opisać, że widzieli Wenus, Marsa, Jowisza i Saturna. Raczej Merkury. Następnie muszą opisać, jak i gdzie zobaczyli Merkurego. Uczniowie powinni opisać, że widzieli Merkurego na wschodzie rano przed wschodem słońca. Albo wieczorem, po zachodzie słońca, na zachodzie.

Jakie są dwie najjaśniejsze mgławice na ziemskim niebie, widoczne nawet gołym okiem, Mgławica Andromedy i Mgławica Oriona, z czego są zbudowane i co sprawia, że świecą?

Rozwiązanie. Mgławica Andromeda jest najbliższą nam galaktyką spiralną duże galaktyki w gwiazdozbiorze Andromedy. Odległość do Mgławicy Andromedy wynosi około 2 milionów lat świetlnych. lata. Galaktykę można zobaczyć gołym okiem w gwiazdozbiorze Andromedy. Jego blask wynika z połączonego blasku wszystkich gwiazd.

Galaktyka Andromedy nazywana jest także Wielką Galaktyką. galaktyka spiralna. Znany pod numerem M31 (z katalogu Messiera) i pod numerem NGC224 z New General Catalog. Mgławica Andromeda ma osiem satelitów, z których dwa najbardziej znane to galaktyka eliptyczna M 32 (NGC221) w pobliżu centrum M 31 oraz galaktyka eliptyczna NGC205. Mniej jasne są na przykład inne satelity Galaktyki Andromedy M31 galaktyka karłowata, nazwana Andromeda VIII, znajduje się na niebie w pobliżu karłowatej galaktyki eliptycznej M32.

Średnica kątowa galaktyki M31 wynosi 100′ (16 kpc), odległość – 670 kpc (około 2 milionów lat świetlnych). Absolutny ogrom M=− 21,1 m . Wielkość pozorna m=3,4 M.

Mgławica Oriona (lub M 42) to mgławica gazowa złożona głównie z wodoru (gazu). Znajduje się w naszej Galaktyce w odległości około 1000 lat świetlnych. lat, jego średnica wynosi około 16 st. lata. Jego blask tłumaczy się blaskiem gorącego gazu. Mgławica Oriona jest widoczna gołym okiem w konstelacji Oriona. Mgławica ta jest czasami nazywana Wielką Mgławicą Oriona, aby odróżnić ją od innych mgławic w konstelacji Oriona. Wielką Mgławicę Oriona można zobaczyć gołym okiem w konstelacji Oriona, poniżej i na lewo od tak zwanego Pasa Oriona, składającego się z trzech łatwo rozpoznawalnych gwiazd. Mgławica gazowa Wielka Mgławica Orionis świeci dzięki młodym, gorącym gwiazdom klasa spektralna O. Gwiazdy te emitują silne promieniowanie ultrafioletowe, które jonizuje gaz w Mgławicy Oriona. Wielka Mgławica Oriona to ogromny obszar gwiazdotwórczy i jedna z najsłynniejszych mgławic astronomicznych. Znajduje się stosunkowo blisko nas. Odległość do Mgławicy Oriona wynosi 460 szt. Średnica mgławicy 35′ lub 5 szt. Waga 300 M Słońce.

Uczniowie mogą odpowiedzieć tylko częściowo, ale najważniejszą rzeczą, którą muszą napisać w odpowiedzi, jest zasadnicza różnica między tymi obiektami: galaktyka, której blask wynika z blasku gwiazd, oraz mgławica gazowa, której blask wynika z blasku gorącego gazu.

6. Na Słońcu nastąpił rozbłysk, w wyniku którego wyrzucono plazmę. Po 3 dniach wyrzut plazmy słonecznej dotarł do Ziemi i spowodował silne zaburzenia magnetosfery Ziemi. Z jaką prędkością poruszała się plazma? (1 AU – 150 mln km). Pomiń fakt, że ruch plazmy słonecznej odbywa się po spirali, rozważ prostoliniową trajektorię ruchu.

Odpowiedź:

V = 150 000 000 km ⋅ 1000 m / 3 ⋅ 24 godziny ⋅ 60 min ⋅ 60 sekund = 578703 m/s (lub 578 km/s).

Etap szkolny Ogólnorosyjskiej Olimpiady Astronomicznej

Rok akademicki 2013-2014

Czas trwania 4 godziny

Każde zadanie jest warte 8 punktów

Szkolna Olimpiada Astronomiczna

9 klasa

1. Na jakich planetach ziemskich dzienne niebo jest czarne, niebieskie i czerwonawe?

Merkury, Ziemia i Mars.

Rozwiązanie. Na Merkurym praktycznie nie ma atmosfery, nie ma rozpraszania światła, a niebo jest czarne. Na Ziemi niebo jest niebieskie z powodu rozpraszania światło słoneczne na cząsteczkach powietrza, natomiast promienie niebieskie rozpraszają się silniej niż promienie czerwone. Na Marsie z powodu silnych burz piaskowych atmosfera jest nasycona drobnymi cząsteczkami pyłu, które mają czerwony kolor, podobnie jak gleba.

Narysuj, jak wyobrażasz sobie naszą Galaktykę. Jakie przedmioty się w nim znajdują? Gdzie w przybliżeniu znajduje się nasze Słońce?

Rozwiązanie. Rysunek powinien odzwierciedlać fakt, że nasza Galaktyka jest galaktyką spiralną. Przybliżone wymiary Galaktyki i odległość Słońca od środka Galaktyki muszą być zachowane w odpowiedniej skali. Byłoby bardzo dobrze, gdyby zdjęcie to pokazało gromady kuliste. Gromady otwarte i gigantyczne obłoki molekularne nie są pokazane na rysunku. w tej skali, ale można je wymienić. Można umieścić na liście Różne rodzaje gwiazdki (gwiazdy ciąg główny, olbrzymy, nadolbrzymy, białe karły, gwiazdy neutronowe), gaz międzygwiazdowy, pył międzygwiazdowy, ale obiekty te nie są odzwierciedlone na rysunku.

Typowy oczekiwany wzór naszej Galaktyki, który jest podobny do galaktyki M31. Strzałka (dysk galaktyczny) wskazuje przybliżoną odległość Słońca od centrum Galaktyki

Ale nasi uczniowie potrafią również przedstawić ciemną aureolę wokół świetlistej materii naszej Galaktyki.

Za jakąkolwiek wzmiankę o Ciemna materia Zalecane jest dodanie punktów.

3. Ziemia krążąc wokół Słońca po eliptycznej orbicie, w styczniu znajduje się prawie 5 milionów km bliżej Słońca niż w lipcu. Dlaczego więc w styczniu jest zimniej niż w lipcu?

Rozwiązanie. Główny powód zmiany sezonowe temperatura i klimat na Ziemi związany jest z kątem nachylenia jej osi obrotu do płaszczyzny jej orbity wokół Słońca (ekliptyki), który wynosi około 66˚. Od tego zależy wysokość Słońca nad horyzontem (latem jest ono wyżej) i długość dnia (latem dzień jest dłuższy). Te. więcej latem energia słoneczna ląduje na Ziemi na półkuli północnej. Zimą jest odwrotnie. Dla strefa środkowa różnica ta sięga kilkukrotnie. A ze względu na większą bliskość Ziemi do Słońca zimą niż latem, różnica w odbieranym cieple wynosi tylko kilka procent.

4. Teraz (po południu 27 października 2013 r.) nad horyzontem mogą być widoczne Wenus, Neptun, Merkury, Mars, Jowisz, Uran oraz planety karłowate Pluton i Ceres. Jak nazywa się taki układ planet? Która planeta będzie widoczna nocą?

Rozwiązanie. Taki układ planet nazywa się paradą planet. Niestety dzisiaj parada planet nie będzie widoczna wieczorem i w nocy, gdyż w ciągu dnia planety znajdują się nad horyzontem, a Saturn będzie widoczny przez całą noc.

5. Istnieją cztery główne fazy księżyca: nów, pierwsza kwadra, pełnia i ostatnia kwadra. W nowiu F = 0, w pierwszym kwartale F = 0,5, podczas pełni księżyca faza wynosi F = 1,0 i ponownie w ostatnim kwartaleФ = 0,5. 29 stycznia 2006 roku był nów księżyca. W jakiej fazie był księżyc 29 marca? W którym kierunku nieba był tego dnia widoczny Księżyc? Tego samego dnia zaobserwowano całkowite zaćmienie słońca. Czy to zwykły zbieg okoliczności dwóch zjawisk astronomicznych?

Zrób rysunek objaśniający.

Odpowiedź: Dlatego 29 marca będzie nowiu F = 0. Księżyc nie będzie widoczny w żadnym kierunku nieba, ponieważ będzie to księżyc w nowiu.

To właśnie w tym dniu nastąpi całkowite zaćmienie słońca, które w Moskwie będzie obserwowane jako częściowe zaćmienie.

Nie jest to zwykły zbieg okoliczności, ponieważ zaćmienia Słońca zdarzają się tylko podczas nowiu księżyca.

6. Obecnie sonda Cassini bada i fotografuje planetę Saturn i jej księżyce. Odległość Saturna od Słońca wynosi 29,46 jednostek astronomicznych. W jakim minimalnym czasie informacja otrzymana przez urządzenie dociera do Ziemi?

Rozwiązanie.

Minimalna odległość Ziemi od Saturna wynosi 29,46 – 1 = 28,46 AU. = 28,46 150000000 = 4,27 10 9 km. Światło ma prędkość c = 300 000 km/s, więc informacja dotrze do Ziemi w czasie 4,27 · 10 9 km/300000 km/s = 1,42·10 4 s = 3 godziny 57 m.

Etap szkolny Ogólnorosyjskiej Olimpiady Astronomicznej

Rok akademicki 2013-2014

Czas trwania 4 godziny

Każde zadanie jest warte 8 punktów

Szkolna Olimpiada Astronomiczna

klasa 10

1. 29 marca 2006 roku w Rosji było widoczne całkowite zaćmienie słońca. Dlaczego całkowite zaćmienie Księżyca można obserwować jednocześnie z całego ogromnego kraju, a zaćmienie Słońca można obserwować tylko z kilku określonych miejsc i w różnym czasie? Co znaczy faza? F = 0,65?

Rozwiązanie. Zaćmienia Słońca można zobaczyć tylko w tych obszarach Ziemi, przez które przechodzi cień Księżyca. Średnica cienia nie przekracza 270 km, więc całkowite zaćmienie słońca jest jednocześnie widoczne tylko na niewielkim obszarze powierzchnia ziemi, a obszar cienia przesuwa się, więc do środka różne punkty Paski zaćmienia pojawiają się w różnym czasie. Chociaż zaćmienia Słońca zdarzają się częściej niż zaćmienia Księżyca, zaćmienia Słońca są rzadkie w każdym obszarze Ziemi. Częściowe zaćmienie słońca z fazą będzie obserwowane w Moskwie F = 0,65.

Podczas całkowitego zaćmienia Księżyca jest on właściwie pozbawiony światła słonecznego, dlatego całkowite zaćmienie Księżyca jest widoczne z dowolnego miejsca na półkuli Ziemi. Zaćmienie Księżyca zaczyna się i kończy jednocześnie dla wszystkich punktów geograficznych, dla wszystkich krajów. Inny będzie jednak czas lokalny tego zjawiska.

Zdjęcie przedstawia wschody i zachody słońca na półkuli północnej. Wskaż błąd artysty i narysuj właściwy obrazek.

Rozwiązanie. Dopiero podczas równonocy 21 marca i 23 września Słońce wschodzi w punkcie wschodnim i zachodzi w punkcie zachodnim (wszędzie).

Dla Moskwy np.ϕ =56° , w dniu przesilenia letniego Słońce wschodzi na północnym wschodzie, a w dniu przesilenia zimowego na południowym wschodzie.

Dlatego konieczne jest odmienne narysowanie kierunków boków horyzontu: skieruj strzałkę wschodu do punktu wschodu słońca 21 marca, a strzałkę zachodu do punktu zachodu słońca 21 marca.

W jakim kierunku pozorny jest ruch Słońca i Księżyca względem gwiazd?

Przez jakie konstelacje przechodzi Słońce w ciągu roku, ile takich konstelacji?

Rozwiązanie.

W stosunku do gwiazd Księżyc porusza się z zachodu na wschód z prędkością kątową około 13° dziennie.

Względem gwiazd Słońce porusza się z zachodu na wschód z prędkością około 1° dziennie.

Pozorna roczna droga Słońca przechodzi przez trzynaście konstelacji, zaczynając od punktu Równonoc wiosenna: Baran, Byk, Bliźnięta, Rak, Lew, Panna, Waga, Skorpion, Wężownik, Strzelec, Koziorożec, Wodnik, Ryby. Jest ich dwunastu zodiak.

Indyjska opowieść „O białej lilii wodnej” mówi: „Wabi podniósł skórzaną zasłonę, a jego oczy zrobiły się okrągłe ze zdziwienia, jak u sowy. Gwiazdy - niebieskawe, zielone, maleńkie i nieco większe - wesoło przesuwały swoje promienie niemal tuż obok jego nosa!

Co jest nie tak z tym opisem?

Rozwiązanie.

Kolor gwiazdy zależy od jej temperatury. Niebieskawe gwiazdy mają wysoką temperaturę, przekraczającą 12 000 K. Nie ma zielonych gwiazd. Pozorne rozmiary gwiazd odpowiadają różnym pozornym wielkościom gwiazd.

„Poruszenie promieni” to drżenie atmosfery.

Zatem błędne jest twierdzenie, że kolor gwiazd jest zielony.

Słońce znajduje się w odległości 7,5 kpc od centrum Galaktyki i porusza się z prędkością 220 km/s. Przez jaki okres czasu zajmuje Słońce pełny obrót wokół centrum Galaktyki?

Odpowiedź.

T== lata

Dwa automatyczne o tej samej wadze stacje międzyplanetarne(AMS) wykonują miękkie lądowania: pierwsze na Wenus, drugie na Marsie. Na której planecie – Ziemia, Wenus czy Mars – te AMC mają największą wagę? Przyspieszenie grawitacyjne na Ziemi i Wenus uważa się za takie samo, a na Marsie g = 3,7 m/s 2 .

Odpowiedź. Najcięższa waga będzie na Ziemi. Masa AMS na Wenus będzie mniejsza niż na Ziemi ze względu na gęstą atmosferę (prawo Archimedesa). Na Marsie AMS będzie miał najmniejszą wagę.

Etap szkolny Ogólnorosyjskiej Olimpiady Astronomicznej

Rok akademicki 2013-2014

Czas trwania 4 godziny

Każde zadanie jest warte 8 punktów

Szkolna Olimpiada Astronomiczna

Klasa 11

1. Która z poniższych gwiazd – Arcturus, Vega, Capella, Polaris, Syriusz – jest najjaśniejszą gwiazdą półkula północna niebo? W jakiej konstelacji się znajduje i jaka jest jej przybliżona wielkość pozorna?

Rozwiązanie. Najbardziej Jasna gwiazda na niebie - Syriusz. Ale ta gwiazda nie pochodzi z północnej półkuli niebieskiej, ale z południowej. Dlatego najjaśniejszą gwiazdą jest Vega (α Lira). Ma w przybliżeniu zerową pozorną wielkość.

2. Co to jest dzień na Księżycu, jak Ziemia jest widoczna dla astronauty na Księżycu i czy na Księżycu są obszary, w których Ziemia wschodzi i zachodzi?

Rozwiązanie. Dzień słoneczny na Księżycu wynosi 29,5 dnia ziemskiego. Ziemia na Księżycu wisi praktycznie nieruchomo na niebie i nie wykonuje takich samych ruchów jak Księżyc na ziemskim niebie. Jest to konsekwencja faktu, że Księżyc zawsze jest zwrócony w stronę Ziemi jedną stroną. Jednak dzięki fizycznym libracjom (kołysaniom) Księżyca regularne wschody i zachody słońca Ziemi można obserwować z obszarów w pobliżu krawędzi dysku księżycowego. Ziemia wschodzi i zachodzi (wznosi się nad horyzontem i opada poniżej horyzontu) w okresie około 27,3 ziemskich dni.

3. Pory roku na Ziemi zmieniają się „w przeciwfazie” (kiedy na półkuli północnej jest lato, na półkuli południowej jest zima). Załóżmy, że hipotetyczna planeta obraca się wokół Słońca po bardzo wydłużonej orbicie eliptycznej, której półoś wielka również jest równa 1 AU, a oś obrotu jest prostopadła do płaszczyzny jej orbity. Jak zmieniają się pory roku? Jak zmieni się klimat w porównaniu z klimatem Ziemi?

Rozwiązanie. Na takiej planecie zmiana pór roku będzie następować synchronicznie, a nie w przeciwfazie, jak na Ziemi czy Marsie. W pobliżu apohelium na całej planecie, na obu półkulach, synchronicznie, nastąpi warunkowa zima, a w pobliżu peryhelium – warunkowe lato. „Warunkowe”, ponieważ ogólnie przyjęte koncepcje na biegunach takiej planety zapanuje wieczna zima... Wtedy pory roku, zależne wyłącznie od przepływu ciepła, będą wyznaczane na całej planecie jedynie poprzez jej położenie na orbicie, co oznacza, że wszędzie będą się zmieniać synchronicznie. Klimat na takiej planecie, pomimo tej samej półosi wielkiej a = 1 AU, będzie ostrzejszy, zimy będą mroźniejsze i dłuższe zgodnie z drugim prawem Keplera (zarówno droga jest dłuższa, jak i prędkość jest mniejsza).

4. Wyjaśnij, dlaczego Tytan, satelita Saturna, był w stanie utrzymać swoją atmosferę, a Merkury nie?

Odpowiedź. Tytan i Merkury mają podobne masy i rozmiary, jednak Merkury znajduje się znacznie bliżej Słońca i otrzymuje od niego znacznie więcej ciepła. W podgrzanej atmosferze cząstki osiągają duże prędkości i łatwiej oddalają się od planety. Dlatego Merkury nie zachował atmosfery. Zimna atmosfera Tytana jest znacznie bardziej stabilna.

5. Dwie gwiazdy neutronowe krążą wokół wspólnego środka masy po orbicie kołowej w czasie 7 godzin. W jakiej odległości się znajdują, jeśli ich masy więcej masy Niedziela 1,4 razy? Masa Słońca M◉ = 2·10 30 kg.

Rozwiązanie. Gwiazdy znajdują się w odległości 2R od siebie. F grób. =G⋅

Z drugiej strony F =

3 ⋅ 10 6 m, mniejszy niż rozmiar Ziemi.

6. Bardzo rzadkie i niezwykle interesujące zjawisko astronomiczne- przejście planety Wenus przez tarczę Słońca. 6 maja 1761 r., podczas przejścia planety Wenus przez tarczę Słońca, M.V. Łomonosow odkrył istnienie atmosfery w pobliżu Wenus, po raz pierwszy poprawnie interpretując „wybrzuszenie” krawędzi Słońca podczas podwójnego przejścia Wenus przez krawędź dysku słonecznego.

Tranzyty Wenus przez tarczę Słońca grupuje się parami w odstępie 8 lat. A między parami mija 121,5 lub 105,5 lat.

Oto lista czterech par:

Jakie planety mogą przejść przez dysk Słońca? Który z nich częściej przechodzi przez dysk słoneczny i dlaczego?
W jaki sposób Wenus przechodzi przez dysk Słońca, od prawej do lewej lub od lewej do prawej?
Dlaczego tranzyty obserwuje się dopiero na początku czerwca i grudnia?
Dlaczego pomiędzy dwoma kolejnymi rozgrywkami musi upłynąć co najmniej 8 lat?

Rozwiązanie. Jakie planety mogą przejść przez dysk Słońca? Który z nich częściej przechodzi przez dysk słoneczny i dlaczego?

Merkury i Wenus mogą przejść przez dysk Słońca.

Gdyby wszystkie orbity leżały dokładnie w tej samej płaszczyźnie, to przy każdej z dolnych koniunkcji moglibyśmy obserwować, jak planeta przez pewien czas jest rzutowana na dysk słoneczny, powoli go przecinając od lewej do prawej . Jednak ze względu na fakt, że rzeczywiste orbity Merkurego i Wenus są nachylone do płaszczyzny orbity Ziemi (odpowiednio o 7,0 i 3,4 stopnia), znacznie częściej w momentach koniunkcji obie te planety przechodzą tuż nad lub pod dysk Słońca, niezawodnie chowający się w jego promieniach i pozostający niedostępny dla obserwacji.

Orbita Wenus jest nachylona do ekliptyki o 3,4 stopnia, dlatego Wenus możemy obserwować na tle Słońca tylko w tych momentach, gdy zarówno ona, jak i Ziemia znajdują się w pobliżu jednego z węzłów orbity Wenus. W czerwcu i grudniu Wenus znajduje się w pobliżu linii węzłów swojej orbity - w płaszczyźnie ekliptyki. W pozostałych miesiącach przejścia są po prostu niemożliwe ze względu na nachylenie orbity Wenus do płaszczyzny ekliptyki.

Długość geograficzna jego węzła wstępującego wynosi 76,7 stopnia. Aby Ziemia mogła przebyć taką ścieżkę po swojej orbicie od punktu równonocy wiosennej (21 marca) (uważamy ją za okrągłą), konieczne jest

(76,7 °⋅ 365 dni)/360 ° = 78 dni.

Otrzymujemy datę możliwego przejścia Wenus przez Słońce:

Data jest oczywiście przybliżona, ponieważ kalendarz (rok prosty lub przestępny) może ją zmienić o 1-2 dni, a ostateczna rozmiar kątowy Słońce umożliwia przejście przez swój dysk w ciągu 2-3 dni przed lub po przejściu Wenus przez ekliptykę (0,5° / grzech 3,4 ° = 8,4 ° ; Wenus przechodzi je w ciągu 5 dni).

Cóż, druga możliwa data przypada w momencie przeminięcia Ziemi węzeł dolny Orbita Wenus - sześć miesięcy później.

Ostatnie pytanie jest bardzo trudne.

Dlaczego pomiędzy dwoma kolejnymi rozgrywkami musi upłynąć co najmniej 8 lat?

Ziemia i Wenus muszą jednocześnie przejść przez okolice węzła orbitalnego Wenus z dokładnością do 2-3 dni, tj. do 1/100 roku. Orbita Wenus- 0,61521 lat. Mnożąc ją kolejno przez liczby całkowite (1, 2, 3, ...), po raz pierwszy otrzymujemy liczbę całkowitą z dokładnością większą niż 1/100 przy pomnożeniu przez 13:

0,61521 lat ⋅ 13 = 7,998 lat

Te. po 13 obrotach Wenus i 8 obrotach Ziemi ponownie zbiegają się w wybranym punkcie orbity Wenus. Jeśli to był punkt węzłowy orbity Wenus, to za 8 lat będzie tak samo.

5-6 klasa

Z ASTRONOMII I FIZYKI KOSMICZNEJ 2005, klasy 7-8

W 2004 roku równonoc wiosenna nie miała miejsca jak zwykle 21 marca, ale 20 marca o godzinie 06:49 UT (czasu uniwersalnego), a ponieważ w tym momencie nie przeszliśmy jeszcze na czas letni, była godzina 09:49 Moskwa.

Dlaczego stało się to 20 marca? Kiedy w kolejnych latach nastąpi równonoc wiosenna? Jaka jest długość dnia i nocy w tym dniu? Wiosna astronomiczna rozpoczyna się w momencie równonocy wiosennej. Do jakiego dnia będzie to trwało w roku 2005?

2 stycznia 2005 roku Ziemia znalazła się w peryhelium, w odległości 14,7 miliona km od Słońca. Kiedy (w przybliżeniu) Ziemia znajdzie się w aphelium? Zrób rysunek objaśniający

Kiedy Księżyc może wznieść się wyżej nad horyzontem latem lub zimą i dlaczego? I na jaką wysokość?

CELE WYCIECZKI POWIATOWEJ OLIMPIAD MIASTA

2 stycznia 2005 roku Ziemia znalazła się w peryhelium, w odległości 14,7 miliona km od Słońca. Kiedy (w przybliżeniu) Ziemia znajdzie się w aphelium? Zrób rysunek objaśniający. Dlaczego punkt aphelium nie pokrywa się z punktem przesilenia zimowego, a punkt peryhelium z punktem przesilenia letniego?
Pojazd międzyplanetarny okrąża Ziemię po niskiej orbicie kołowej leżącej w płaszczyźnie ekliptyki. Jakie minimalne zwiększenie prędkości musi mieć ten statek, aby mógł wyruszyć na badanie obiektów Pasa Kuipera bez dalszych manewrów i włączania silników?
Wczoraj z europejskiej części Rosji można było obserwować początek serii zakryć Księżyca Antaresa w tym roku szkolnym (4 lutego, 3 marca, 30 marca, 26 kwietnia, 24 marca, 24 maja, 20 czerwca 2005). Zakrycia gwiazd przez Księżyc zachodzą w taki sposób, że obserwator widzi zniknięcie gwiazdy na wschodnim krańcu dysku księżycowego i jej ponowne pojawienie się na zachodnim krańcu.

Dlaczego księżycowe zakrycia gwiazd zachodzą w ten sposób i z taką częstotliwością? W jakim celu naukowym prowadzono obserwacje zakryć gwiazd przez Księżyc w XVIII wieku, a w jakim celu naukowym w XXI wieku?

O ASTRONOMII I FIZYCE KOSMICZNEJ 2005 5-6 klasa

Wiadomo, że możliwe jest określenie kierunków kardynalnych zgodnie z ruchem wskazówek zegara. Jak można to zrobić w Moskwie, na równiku i w Australii?

Na naszych szerokościach geograficznych połowa kąta między 12 a wskazówką godzinową skierowana w stronę Słońca wskazuje południe, w Australii wskazuje północ. Metody tej nie można zastosować na równiku. (Biorąc pod uwagę czas macierzyński, przyjmuje się cyfrę 1, a w przypadku letniego czasu macierzyńskiego liczbę 2).

Dwa razy do roku, w dniach równonocy wiosennej i jesiennej, Słońce wschodzi niemal dokładnie na wschodzie. Jaka jest długość dnia i nocy w tym dniu w Moskwie? Z której półkuli gwiaździstego nieba (sfery niebieskiej) do której półkuli przemieszcza się Słońce?

Obecnie na całej Ziemi Słońce porusza się po niebie od wschodu do zachodu słońca w niemal dokładnie 12 godzin (bez uwzględnienia załamania światła), dlatego w Moskwie (i wszędzie w Rosji) długość dnia i nocy wynosi To samo.

Równonoc wiosenna ma miejsce, gdy Słońce przechodzi półkula południowa sferę niebieską na północy. Zwykle ma to miejsce około 21 marca. Równonoc jesienna ma miejsce, gdy Słońce przemieszcza się z północnej półkuli sfery niebieskiej na południową, zwykle 23 września.

Które planety ziemskie mają czarne, niebieskie i czerwonawe niebo w ciągu dnia?

Merkury, Ziemia i Mars. Uczniowie klas 5–6 mogą nie podać pełnego wyjaśnienia.

Na Merkurym praktycznie nie ma atmosfery, nie ma rozpraszania światła, a niebo jest czarne. Na Ziemi niebo jest niebieskie w wyniku rozpraszania światła słonecznego przez cząsteczki powietrza, przy czym promienie niebieskie są rozpraszane bardziej niż promienie czerwone. Na Marsie z powodu silnych burz piaskowych atmosfera jest nasycona drobnymi cząsteczkami pyłu, które mają czerwony kolor, podobnie jak gleba.

Kiedy Księżyc może wznieść się wyżej nad horyzontem latem lub zimą i dlaczego? A kiedy Księżyc jest niżej nad horyzontem w Moskwie? Lato czy zima i dlaczego?

h = 90     = 57

Gdzie jest szerokość geograficzna Moskwy  =56.

Układ Słoneczny zawiera różne obiekty kosmiczne– komety, Słońce, pierwszy pas asteroid, obiekty z Pasa Kuipera, Obłok Oorta, planety. Narysuj rysunek budowy Układu Słonecznego.

Studenci, którzy wskazali, że za orbitą Neptuna znajduje się Pas Kuipera i Obłok Oorta, którzy poprawnie wskazali pozycję 9 główne planety(Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun i Pluton) liczba punktów wzrasta.

ROZWIĄZANIA PROBLEMÓW OBSZAROWEJ OLIMPIAD MIASTA

O ASTRONOMII I FIZYCE KOSMICZNEJ 2005 7-8 klasa

W 2004 roku równonoc wiosenna nie miała miejsca jak zwykle 21 marca, ale 20 marca o godzinie 06:49 UT (czasu uniwersalnego), a ponieważ w tym momencie nie przeszliśmy jeszcze na czas letni, była godzina 09:49 Moskwa Dlaczego tak się stało? Kiedy w kolejnych latach nastąpi równonoc wiosenna? Jaka jest długość dnia i nocy w tym dniu? Wiosna astronomiczna rozpoczyna się w momencie równonocy wiosennej. Do jakiego dnia będzie to trwało w roku 2005?

Wczesne nadejście równonocy wynika z faktu, że rok 2004 jest rokiem przestępnym, a „dodatkowy dzień” w dniu 29 lutego przesunął datę równonocy. W ciągu najbliższych trzech lat wszystko wróci na swoje miejsce, a potem się powtórzy.

Obecnie na całej Ziemi Słońce porusza się po niebie od wschodu do zachodu słońca w niemal dokładnie 12 godzin (nie biorąc pod uwagę załamania światła), dlatego długość dnia i nocy jest wszędzie taka sama.

Od momentu równonocy wiosennej rozpoczyna się astronomiczna wiosna, która potrwa aż do przesilenia letniego, które w 2005 roku nastąpi 21 czerwca.

Dlaczego pełna faza zaćmienie Słońca trwa znacznie krócej niż całkowita faza zaćmienia Księżyca.

Nazywa się zasłonięciem Słońca przez Księżyc zaćmienie Słońca . Jeśli dysk Słońca zostanie całkowicie przykryty przez dysk Księżyca, wówczas nazywa się zaćmienie kompletny. Całkowite zaćmienia Słońca można zobaczyć tylko w tych obszarach Ziemi, przez które przechodzi cień Księżyca. Średnica cienia nie przekracza 270 km, dlatego całkowite zaćmienie Słońca widoczne jest jedynie na niewielkim obszarze powierzchni Ziemi.

Podczas pełnego zaćmienie Księżyca Księżyc całkowicie znika w stożku cienia Ziemi. Całkowita faza zaćmienia Księżyca trwa znacznie dłużej (godziny) niż całkowita faza zaćmienia Słońca (minuty).

2 stycznia 2005 roku Ziemia znalazła się w peryhelium, w odległości 14,7 miliona km od Słońca. Kiedy (w przybliżeniu) Ziemia znajdzie się w aphelium? Zrób rysunek objaśniający.

O ile stopni plama słoneczna znajdująca się w pobliżu równika (okres rotacji wynosi 25 dni) wyprzedzi w jednym obrocie inną plamę słoneczną znajdującą się na 30 stopniach szerokości geograficznej (okres 26,3 dnia)?

Niech oba punkty znajdą się najpierw na centralnym południku Słońca, czyli na linii łączącej oba bieguny i przechodzącej przez widoczny środek. Jeśli miejsce o dużej szerokości geograficznej obraca się wolniej, niech po 26,3 dniach ponownie znajdzie się na środkowym południku. Oznacza to, że punkt położony na równiku wyprzedzi pierwszy punkt po łuku, który minie w ciągu kolejnych 1,3 dnia. W ciągu dnia równikowa plama słoneczna przechodzi po łuku
.

Za 1,3 dnia plama równikowa przesunie się o 14,41,3=18,7.

Narysuj, jak wyobrażasz sobie naszą Galaktykę. Jakie przedmioty się w nim znajdują? Gdzie w przybliżeniu znajduje się nasze Słońce?

Rysunek powinien odzwierciedlać fakt, że nasza Galaktyka jest galaktyką spiralną. Przybliżone wymiary Galaktyki i odległość Słońca od środka Galaktyki muszą być zachowane w odpowiedniej skali. Byłoby bardzo dobrze, gdyby zdjęcie przedstawiało gromady kuliste. Gromady otwarte i gigantyczne obłoki molekularne nie są pokazane na rysunku. w tej skali, ale można je wymienić. Można wymienić różne typy gwiazd (gwiazdy ciągu głównego, olbrzymy, nadolbrzymy, białe karły, gwiazdy neutronowe), gaz międzygwiazdowy, pył międzygwiazdowy, ale obiekty te nie są odzwierciedlone na rysunku.

ROZWIĄZANIA PROBLEMÓW OBSZAROWEJ OLIMPIAD MIASTA

Z ASTRONOMII I FIZYKI KOSMICZNEJ 2005, klasy 9-10

Pory roku na Ziemi zmieniają się „w przeciwfazie” (kiedy na półkuli północnej jest lato, na południowej jest zima). Załóżmy, że hipotetyczna planeta obraca się wokół Słońca po bardzo wydłużonej orbicie eliptycznej, której półoś wielka również jest równa 1 AU, a oś obrotu jest prostopadła do płaszczyzny jej orbity. Jak zmieniają się pory roku? Jak zmieni się klimat w porównaniu z klimatem Ziemi?

Na takiej planecie zmiana pór roku będzie następować synchronicznie, a nie w przeciwfazie, jak na Ziemi czy Marsie. W pobliżu apohelium na całej planecie, na obu półkulach, synchronicznie, nastąpi warunkowa zima, a w pobliżu peryhelium – warunkowe lato. „Warunkowe”, bo w ogólnie przyjętych terminach na biegunach takiej planety będzie wieczna zima... Wtedy pory roku, zależne wyłącznie od przepływu ciepła, będą determinowane na całej planecie jedynie przez jej położenie na orbicie , co oznacza, że będą zmieniać się wszędzie synchronicznie. Klimat na takiej planecie, pomimo tej samej półosi wielkiej a = 1 AU, będzie ostrzejszy, zimy będą mroźniejsze i dłuższe zgodnie z drugim prawem Keplera (zarówno droga jest dłuższa, jak i prędkość jest mniejsza).

Kiedy Księżyc może wznieść się wyżej nad horyzontem latem lub zimą i dlaczego? A kiedy Księżyc jest niżej nad horyzontem w Moskwie? Lato czy zima i dlaczego?

Poruszając się wzdłuż ekliptyki, Słońce oddala się najdalej od równika biegun północny pokój 22 czerwca. Odpowiada to punktowi przesilenia letniego  - znakowi Raka. W tym dniu Słońce ma maksymalną deklinację około  =+23. Tego dnia w Moskwie (i na półkuli północnej) Słońce znajduje się najwyżej nad horyzontem. Możesz także obliczyć wysokość Słońca nad horyzontem w dniu 22 czerwca, korzystając ze wzoru na wysokość opraw w górnej kulminacji

h = 90     = 57

Gdzie jest szerokość geograficzna Moskwy  =56.

22 grudnia W Moskwie słońce znajduje się najniżej nad horyzontem. Dzień jest najdłuższy. Punkt przesilenia zimowego  jest znakiem Koziorożca - w tym miejscu Słońce ma minimalną deklinację   =  23. Wysokość Słońca nad horyzontem wynosi około 11.

Kąt pomiędzy płaszczyzną orbity Księżyca a płaszczyzną ekliptyki wynosi 5°. Maksymalna wysokość Księżyca nad horyzontem w czerwcu wynosi 62. Minimalna wysokość Księżyc nad horyzontem - 6.

Jak nazywają się punkty na sferze niebieskiej, w których ekliptyka przecina równik niebieski? Jakim datom to odpowiada? Ile godzin trwa dzień i noc w Moskwie o tej porze? W jakich konstelacjach znajdowały się te punkty 2000 lat temu, a w jakich konstelacjach znajdują się obecnie i dlaczego?

Dwa punkty na sferze niebieskiej, w których ekliptyka przecina równik niebieski. Poruszając się z półkuli południowej na północ, Słońce przechodzi przez równonoc wiosenną 20 lub 21 marca i z powrotem przez równonoc jesienną 22 lub 23 września. Obecnie na całej Ziemi Słońce porusza się po niebie od wschodu do zachodu słońca w niemal dokładnie 12 godzin (nie biorąc pod uwagę załamania światła), dlatego długość dnia i nocy jest wszędzie taka sama. Przez punkt równonocy wiosennej (stare nazwy - „punkt wiosny” lub „punkt wyjścia Barana”, znak ) przechodzą główne południki w ekliptycznych i równikowych układach współrzędnych. Około 2000 lat temu, w czasach Hipparcha, punkt ten znajdował się w gwiazdozbiorze Barana. W wyniku precesji przesunął się o około 20 o na zachód i obecnie znajduje się w gwiazdozbiorze Ryb. Punkt równonocy jesiennej znajdował się dawniej w Wadze (znak ), a obecnie znajduje się w Pannie.

Dwie automatyczne stacje międzyplanetarne (AIS) o jednakowej masie dokonują miękkich lądowań: pierwsza na Wenus, druga na Marsie. Na której planecie – Ziemia, Wenus czy Mars – te AMC mają największą wagę? Przyspieszenie grawitacyjne na Ziemi i Wenus uważa się za takie samo, a na Marsie g = 3,7 m/s 2 .

Największy ciężar będzie na Ziemi. Masa AMS na Wenus będzie mniejsza niż na Ziemi ze względu na gęstą atmosferę (prawo Archimedesa). Na Marsie AMS będzie miał najmniejszą wagę.

Dwie gwiazdy neutronowe krążą wokół wspólnego środka masy po orbicie kołowej w ciągu 7 godzin. W jakiej odległości się znajdują, jeśli ich masa jest 1,4 masy Słońca? Masa Słońca M  = 2,10 30 kg.

Gwiazdy znajdują się w odległości 2R od siebie. F gr. = G

Z drugiej strony F =

= 310 6 m, mniej niż rozmiar Ziemi.

CELE WYCIECZKI POWIATOWEJ OLIMPIAD MIASTA

Z ASTRONOMII I FIZYKI KOSMICZNEJ 2005 11 klasa

Kiedy Księżyc wschodzi najwyżej nad horyzontem latem lub zimą i dlaczego? A kiedy Księżyc jest najniższy nad horyzontem w Moskwie? Lato czy zima i dlaczego?

Poruszając się wzdłuż ekliptyki, 22 czerwca Słońce przemieszcza się najdalej od równika w stronę bieguna północnego świata. Odpowiada to punktowi przesilenia letniego  - znakowi Raka. W tym dniu Słońce ma maksymalną deklinację około  = + 23. Tego dnia w Moskwie (i na półkuli północnej) Słońce znajduje się najwyżej nad horyzontem. Możesz także obliczyć wysokość Słońca nad horyzontem w dniu 22 czerwca, korzystając ze wzoru na wysokość opraw w górnej kulminacji

h = 90     = 57

Gdzie jest szerokość geograficzna Moskwy   = 56.

22 grudnia W Moskwie słońce znajduje się najniżej nad horyzontem. Dzień jest najdłuższy. Punkt przesilenia zimowego  jest znakiem Koziorożca. Słońce ma w nim minimalną deklinację  =  23. Wysokość Słońca nad horyzontem wynosi około 11.

Kąt pomiędzy płaszczyzną orbity Księżyca a płaszczyzną ekliptyki wynosi 5°. Maksymalna wysokość Księżyca nad horyzontem w czerwcu wynosi 62. Minimalna wysokość Księżyca nad horyzontem wynosi 6.

2 stycznia 2005 roku Ziemia znalazła się w peryhelium, w odległości 14,7 miliona km od Słońca. Kiedy (w przybliżeniu) Ziemia znajdzie się w aphelium? Zrób rysunek objaśniający. Dlaczego punkt aphelium nie pokrywa się z punktem przesilenia letniego, a punkt peryhelium z punktem przesilenia zimowego?

Ziemia znajdzie się w aphelium 5 lipca 2005 roku, w odległości 152,1 miliona km od Słońca.

Wymagany jest rysunek.

Na której planecie Merkury lub Mars ciało podczas swobodnego spadania poleci dalej w ciągu 10 sekund? Masa Merkurego wynosi 0,055 M, promień 0,38 R. Masa Marsa wynosi 0,107 M, promień 0,53 R.

Rozwiązanie.

Podczas swobodnego spadania ciało pokonuje drogę równą
, gdzie g jest przyspieszeniem swobodnego spadania.

Przyspieszenie swobodnego spadania obliczamy ze wzoru

Zastępując wartości masy i promieni, otrzymujemy, że g Merkurego = g Marsa = 3,8 m/s 2 , zatem ciało w swobodnym spadku na obu planetach przeleci na tę samą odległość bez uwzględnienia tarcia atmosferycznego.

Pojazd międzyplanetarny okrąża Ziemię po niskiej orbicie kołowej,
leżącego w płaszczyźnie ekliptyki. Jaki jest minimalny przyrost prędkości
konieczne jest oddanie tego statku, aby mógł, bez późniejszych manewrów i
włączyć silniki i iść badać obiekty Pasa Kuipera?
Rozwiązanie.

Pas Kuipera znajduje się w zewnętrznych obszarach Układu Słonecznego.
a żeby się tam dostać z sąsiedztwa Ziemi, aparat musi się rozwinąć
drugi prędkość ucieczki względem Słońca równa 42,1 km/s. Ale
Sama Ziemia porusza się względem Słońca z prędkością 29,8 km/s, a
prędkość pojazdu względem Ziemi po pokonaniu jej grawitacji
może być równe wszystkiemu ty= 12,3 km/s. Przed opuszczeniem pola grawitacyjnego
Ziemia, będąc blisko jej powierzchni, powinna osiągać prędkość urządzenia
być równym

= 16,6 km/s ( V 2 - druga prędkość ucieczki
dla Ziemi równa 11,2 km/s).

Poruszając się po orbicie kołowej, urządzenie miało pierwszą prędkość ucieczki V 1 równa 7,9 km/s. Dlatego minimalny przyrost prędkości

(kiedy urządzenie porusza się w tym samym kierunku co Ziemia) jest równe

V = V 3 - V 1 = 8,7 km/s.

Ile razy nadolbrzym o jasności 10 000 L jest większy od gwiazdy ciągu głównego, jeśli ich temperatury są takie same i wynoszą 5800?

Rozwiązanie.

Gwiazdą ciągu głównego o temperaturze 5800 jest Słońce. Jasność słońca L  =1.

L = T 4 4R 2 .

Ich temperatury są równe.

Skąd bierze się promień nadolbrzyma 100 razy większy niż promień gwiazdy ciągu głównego (Słońce).

Tłumaczenie

Jądro gwiazdy neutronowej jest w tak ekstremalnym stanie, że fizycy nie mogą dojść do porozumienia co do tego, co się w nim dzieje. Ale nowy eksperyment kosmiczny – i niektóre zderzające się gwiazdy neutronowe – powinien wykazać, czy neutrony mogą się rozpaść

Ostrzeżenia zaczęły napływać wczesnym rankiem 17 sierpnia. Fale grawitacyjne powstałe w wyniku zderzenia dwóch gwiazd neutronowych – gęstych jąder martwych gwiazd – obmyły Ziemię. Ponad 1000 fizyków z aLIGO (Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) pospieszyło z rozszyfrowaniem wibracji w czasoprzestrzeni, które przetoczyły się przez detektory niczym długi grzmot. Tysiące astronomów rywalizowało o prawo do oglądania poświaty. Całe zamieszanie było jednak oficjalnie utrzymywane w tajemnicy. Konieczne było zebranie danych i napisanie prac naukowych. Świat zewnętrzny miał się o tym dowiedzieć przez kolejne dwa miesiące.

Oprócz obserwacji zderzeń z LIGO, astrofizycy opracowują kreatywne metody badania gwiazdy neutronowej. Zadanie polega na poznaniu wszelkich właściwości jego wewnętrznych warstw. Jednak sygnał LIGO i inne podobne - emitowane przez dwie gwiazdy neutronowe krążące wokół wspólnego środka masy, przyciągane do siebie i w końcu zderzające się ze sobą - oferują zupełnie nowe podejście do problemu.

Dziwna sprawa

Gwiazda neutronowa to skompresowany rdzeń masywnej gwiazdy, będący bardzo gęstym węglem pozostałym po supernowej. Jego masa jest porównywalna z masą słońca, ale jest skompresowana do rozmiarów miasta. Zatem gwiazdy neutronowe służą jako najgęstsze zbiorniki materii we Wszechświecie – „ostatnia materia na krawędzi czarnej dziury” – mówi Mark Alford, fizyk z Washington University w St. Louis.

Niezwykłe jądro gwiazdy neutronowej. Fizycy wciąż dyskutują, co dokładnie się w nim znajduje. Oto kilka podstawowych pomysłów.

Tradycyjna teoria

Co jest w środku?

W jądrze kwarka neutrony rozpadają się na kwarki górne i dolne.
W hiperonie znajdują się neutrony składające się z dziwnych kwarków.
W kaonie cząstki dwukwarkowe z jednym dziwnym kwarkiem.

Teoretycy spierają się o to, co stanie się dalej, gdy gęstość zacznie być 2-3 razy większa niż gęstość normalnego jądra atomowego. Z punktu widzenia fizyki jądrowej gwiazdy neutronowe mogą po prostu składać się z protonów i neutronów, czyli nukleonów. „Wszystko można wyjaśnić zmianami w nukleonach” – mówi James Lattimer, astrofizyk z Uniwersytetu Stony Brook.

Inni astrofizycy myślą inaczej. Nukleony nie są cząstkami elementarnymi. Składają się z trzech kwarków [ - około. tłumaczenie] Pod niewiarygodnie silnym ciśnieniem kwarki mogą utworzyć nowy stan – materię kwarkową. „Nukliny to nie kule bilardowe” – mówi David Blaschke, fizyk z Uniwersytetu Wrocławskiego. „Wyglądają bardziej jak wiśnie. Możesz je trochę ścisnąć, ale w pewnym momencie je zmiażdżysz.

Alternatywnie ukryte głębiny gwiazd neutronowych można wypełnić kaonami – również złożonymi z dziwnych kwarków – łączącymi się w jeden kawałek materii w jednym stanie kwantowym.

Jednak przez kilka dziesięcioleci obszar tych badań znajdował się w ślepym zaułku. Teoretycy wpadli na pomysły dotyczące tego, co może wydarzyć się wewnątrz gwiazd neutronowych, ale te środowiska są tak ekstremalne i nieznane, że eksperymenty na Ziemi nie są w stanie odtworzyć potrzebnych warunków. W Brookhaven National Laboratory i CERN fizycy rozbijają o siebie ciężkie jądra, takie jak złoto i ołów. Tworzy to stan materii przypominający zupę cząstek, w której obecne są wolne kwarki, zwany plazmą kwarkowo-gluonową. Ale substancja ta okazuje się rozrzedzona, a nie gęsta, a jej temperatura miliardów lub bilionów stopni okazuje się znacznie wyższa niż temperatura wnętrza gwiazdy neutronowej, wewnątrz której panują stosunkowo chłodne temperatury milionów stopni.

Jedyną opcją jest badanie samych gwiazd neutronowych. Niestety, są one bardzo odległe, słabe i bardzo trudne do zmierzenia czegokolwiek poza ich najbardziej podstawowymi właściwościami. Co gorsza, najciekawsza fizyka dzieje się pod ich powierzchnią. „Sytuacja przypomina laboratorium, w którym dzieje się coś niesamowitego” – mówi Alford – „podczas gdy widać tylko światło wpadające z okien”.

Ale dzięki nowej generacji eksperymentów teoretycy mogą w końcu dobrze się temu przyjrzeć.

Instrument NICER tuż przed wystrzeleniem na ISS. Śledzi emisję promieniowania rentgenowskiego z gwiazd neutronowych

Miękkie czy twarde?

Cokolwiek znajduje się w jądrze gwiazdy neutronowej – wolne kwarki, kondensaty kaonów, hiperony czy stare, dobre nukleony – materia ta musi wytrzymać miażdżącą grawitację większą niż Słońce. W przeciwnym razie gwiazda zapadłaby się w czarną dziurę. Jednak różne materiały mogą być ściskane przez grawitację w różnym stopniu, co określa maksymalną możliwą masę gwiazdy dla danego rozmiaru fizycznego.

Wśród gwiazd neutronowych najłatwiejsze do zważenia są pulsary: szybko rotujące gwiazdy neutronowe, których wiązka radiowa przechodzi przez Ziemię przy każdym obrocie. Około 10% z 2500 znanych pulsarów należy do układów podwójnych. W miarę jak pulsary się poruszają, ich impulsy, które powinny docierać do Ziemi w regularnych odstępach czasu, zmieniają się, ujawniając ruch pulsarów i ich położenie na orbitach. Znając orbity, astronomowie mogą, korzystając z praw Keplera i dodatkowych poprawek Einsteina i ogólnej teorii względności, znaleźć masy tych par.

Feryal Ozel, astrofizyk z Uniwersytetu w Arizonie, przeprowadził pomiary, które wykazały, że jądra gwiazd neutronowych zawierają egzotyczną materię.

W przypadku promieni sprawa jest nieco bardziej skomplikowana. Astrofizycy, tacy jak Feryal Özel z Uniwersytetu w Arizonie, opracowali różne techniki obliczania rozmiaru fizycznego gwiazd neutronowych poprzez obserwację promieni rentgenowskich emanujących z ich powierzchni. Oto jeden ze sposobów: możesz zmierzyć całkowitą emisję promieniowania rentgenowskiego, użyć jej do oszacowania temperatury powierzchni, a następnie obliczyć rozmiar gwiazdy neutronowej zdolnej do emitowania takich fal (po uwzględnieniu sposobu, w jaki zaginają się one pod wpływem grawitacji). Można także szukać gorących punktów na powierzchni gwiazdy neutronowej, które stale pojawiają się i znikają z pola widzenia. Silne pole grawitacyjne gwiazdy będzie zmieniać impulsy świetlne w oparciu o te gorące punkty. Kiedy zrozumiesz pole grawitacyjne gwiazdy, możesz zrekonstruować jej masę i promień.

Jeśli wierzyć wyliczeniom Ozela, okazuje się, że chociaż gwiazdy neutronowe mogą być dość ciężkie, to ich średnica mieści się w przedziale 20-22 km.

James Lattimer, astrofizyk z Uniwersytetu Stony Brook, twierdzi, że neutrony pozostają nienaruszone w jądrach gwiazd neutronowych.

Obie rywalizujące strony wierzą, że ich spór wkrótce zostanie rozstrzygnięty. W czerwcu ubiegłego roku w ramach 11. misji SpaceX dostarczono na ISS pudło o masie 372 kg zawierające teleskop rentgenowski Interior Composition Explorer (NICER) gwiazdy neutronowej. Celem Naisera, zbierającego obecnie dane, jest określenie rozmiarów gwiazd neutronowych poprzez badanie gorących punktów na ich powierzchni. Eksperyment powinien zapewnić lepsze pomiary promieni gwiazd neutronowych, zliczając pulsary, których masy zostały zmierzone.

„Wszyscy z niecierpliwością czekamy na wyniki” – mówi Blaschke. Dokładny pomiar masy i promienia choćby pojedynczej gwiazdy neutronowej natychmiast wyeliminuje wiele prawdopodobnych teorii opisujących jej wewnętrzną budowę, pozostawiając jedynie te, które podają określony stosunek wielkości do masy.

A teraz do eksperymentów dołączyło także LIGO.

Kiedy dwie czarne dziury tworzą spiralę, emitują energię orbitalną do czasoprzestrzeni w postaci fal grawitacyjnych. Jednak w ostatniej sekundzie nowego 90-sekundowego sygnału otrzymanego przez LIGO każdy obiekt doświadczył czegoś, czego nie doświadczają czarne dziury: odkształcił się. Para obiektów zaczęła się rozciągać i ściskać materię, tworząc fale, które usuwały energię z ich orbit. To spowodowało, że zderzyły się szybciej, niż miałoby to miejsce w innym przypadku.

Po miesiącach gorączkowych prac nad symulacjami komputerowymi grupa Reeda w LIGO opublikowała pierwszy pomiar wpływu tych fal na sygnał. Na razie zespół ma tylko górny limit – co oznacza, że działanie fal jest słabe lub wręcz niezauważalne. Oznacza to, że gwiazdy neutronowe są fizycznie małe, a ich materia jest utrzymywana wokół centrum w bardzo gęstym stanie, co zapobiega jej rozciąganiu pływowemu. „Myślę, że pierwszy pomiar za pomocą fal grawitacyjnych w pewnym sensie potwierdza to, co wykazały obserwacje rentgenowskie” – mówi Reed. Ale to nie koniec. Oczekuje, że bardziej złożone modelowanie tego samego sygnału umożliwi dokładniejsze oszacowanie.