Mềm hay cứng? Cuộc tranh luận xoay quanh những gì bên trong một ngôi sao neutron. Có sao phẳng không? Quy định về Thế vận hội toàn Nga, thủ tục và điểm tổ chức vòng thành phố, nhiệm vụ cho vòng cấp trường

Cảnh báo bắt đầu đến vào sáng sớm ngày 17 tháng 8. Sóng hấp dẫn sinh ra do sự va chạm của hai sao neutron - lõi dày đặc của các ngôi sao chết - đã cuốn trôi Trái đất. Hơn 1.000 nhà vật lý tại đài thiên văn aLIGO (Đài quan sát sóng hấp dẫn giao thoa kế laser tiên tiến) gấp rút giải mã các dao động trong không-thời gian lăn qua các máy dò như một tiếng sấm kéo dài. Hàng ngàn nhà thiên văn học tranh giành quyền chứng kiến ánh hào quang. Tuy nhiên, toàn bộ vụ náo động đã chính thức được giữ bí mật. Cần phải thu thập dữ liệu và viết công trình khoa học. Thế giới bên ngoài Lẽ ra tôi không được biết chuyện này trong hai tháng nữa.

Lệnh cấm nghiêm ngặt này đã đặt Jocelyn Reed và Katerino Chatzioanou, hai thành viên của nhóm hợp tác LIGO, vào tình thế khó xử. Vào chiều ngày 17, họ được cho là sẽ chủ trì một hội nghị dành cho câu hỏi điều gì sẽ xảy ra trong những điều kiện không thể tưởng tượng được bên trong một ngôi sao neutron. Và chủ đề của họ chính xác là sự hợp nhất của hai sao neutron sẽ diễn ra như thế nào. Reed, giáo sư tại Cal State Fullerton, nói: “Chúng tôi ra ngoài trong giờ giải lao và ngồi xuống và nhìn nhau chằm chằm. “Vậy chúng ta làm điều này như thế nào?”

Trong nhiều thập kỷ, các nhà vật lý đã tranh luận liệu các sao neutron có chứa các loại vật chất mới hay không, được tạo ra khi một ngôi sao phá vỡ thế giới thông thường của proton và neutron và tạo ra các tương tác mới giữa các quark hoặc các hạt kỳ lạ khác. Câu trả lời cho câu hỏi này cũng sẽ làm sáng tỏ những bí ẩn thiên văn xung quanh siêu tân tinh và sự xuất hiện của các nguyên tố nặng như vàng.

Ngoài việc quan sát các va chạm với LIGO, các nhà vật lý thiên văn còn phát triển các phương pháp sáng tạo để thăm dò sao neutron. Nhiệm vụ là tìm ra bất kỳ thuộc tính nào của các lớp bên trong của nó. Nhưng tín hiệu mà LIGO nhận được và những tín hiệu khác giống như vậy - được phát ra bởi hai sao neutron, quay quanh một khối tâm chung, hút nhau và cuối cùng đâm vào nhau - hoàn toàn cách tiếp cận mớiđến vấn đề.

Vật chất lạ

Sao neutron là hạt nhân bị nén ngôi sao lớn, than rất đặc còn sót lại từ siêu tân tinh. Khối lượng của nó tương đương với mặt trời, nhưng nó bị nén lại bằng kích thước của một thành phố. Do đó, các sao neutron đóng vai trò là nơi chứa vật chất dày đặc nhất trong Vũ trụ - "vật chất cuối cùng ở rìa lỗ đen", Mark Alford, nhà vật lý tại Đại học Washington ở St. Louis, cho biết.

Bằng cách khoan vào một ngôi sao như vậy, chúng ta sẽ tiến gần hơn đến đỉnh cao của khoa học. Một vài cm nguyên tử bình thường - chủ yếu là sắt và silicon - nằm trên bề mặt giống như một lớp phủ màu đỏ tươi của viên kẹo có thể hút được dày đặc nhất trong vũ trụ. Các nguyên tử sau đó bị nén mạnh đến mức chúng mất electron vào biển chung. Sâu hơn nữa, các proton bắt đầu biến thành neutron, chúng ở gần nhau đến mức chúng bắt đầu chồng lên nhau.

Lõi phi thường của một ngôi sao neutron. Các nhà vật lý vẫn đang thảo luận chính xác bên trong nó có gì. Dưới đây là một số ý tưởng cơ bản.

Lý thuyết truyền thống

Khí quyển - các nguyên tố nhẹ như hydro và heli
Lớp vỏ ngoài - ion sắt
Lớp bên trong là mạng lưới các ion
Lõi ngoài - các ion giàu neutron trong biển neutron tự do

Có gì bên trong?

Trong hạt nhân quark, neutron phân tách thành các quark lên và quark xuống.
Trong siêu âm có neutron bao gồm các quark lạ.
Trong kaon, các hạt hai quark với một quark lạ.

Các nhà lý thuyết tranh luận điều gì sẽ xảy ra tiếp theo khi mật độ bắt đầu cao gấp 2-3 lần bình thường hạt nhân nguyên tử. Từ quan điểm vật lý hạt nhân sao neutron có thể chỉ bao gồm các proton và neutron, tức là các nucleon. James Lattimer, nhà vật lý thiên văn tại Đại học Stony Brook, cho biết: “Mọi thứ đều có thể được giải thích bằng những biến thể của nucleon”.

Các nhà vật lý thiên văn khác lại nghĩ khác. Nucleon - không hạt cơ bản. Chúng bao gồm ba quark [ thực ra là không - xấp xỉ. dịch thuật]. Dưới áp suất cực kỳ mạnh, quark có thể hình thành một trạng thái mới - vật chất quark. David Blaschke, nhà vật lý tại Đại học Wroclaw ở Ba Lan, cho biết: “Nuclon không phải là quả bóng bi-a. “Chúng trông giống quả anh đào hơn. Bạn có thể ép chúng một chút, nhưng đến một lúc nào đó bạn sẽ nghiền nát chúng.”

Nhưng một số người cho rằng mứt quark quá đơn giản. Các nhà lý thuyết từ lâu đã nghĩ rằng các lớp hạt lạ có thể xuất hiện bên trong một ngôi sao neutron. Năng lượng từ các neutron bị ép lại với nhau có thể chuyển hóa thành các hạt nặng hơn, không chỉ chứa các quark up và down tạo nên proton và neutron mà còn cả các quark lạ nặng hơn và kỳ lạ hơn.

Ví dụ, neutron có thể nhường chỗ cho hyperon, các hạt ba quark chứa ít nhất một quark lạ. Trong các thí nghiệm trong phòng thí nghiệm, người ta đã thu được các hyperon, nhưng chúng biến mất gần như ngay lập tức. Chúng có thể tồn tại ổn định bên trong các sao neutron hàng triệu năm.

Ngoài ra, độ sâu ẩn giấu của các sao neutron có thể chứa đầy kaon – cũng được tạo thành từ các quark lạ – tập hợp thành một mảnh vật chất ở một trạng thái lượng tử duy nhất.

Nhưng trong nhiều thập kỷ, lĩnh vực nghiên cứu này đã đi vào ngõ cụt. Các nhà lý thuyết đã đưa ra ý tưởng về những gì có thể xảy ra bên trong các sao neutron, nhưng những môi trường này khắc nghiệt và xa lạ đến mức các thí nghiệm trên Trái đất không thể tái tạo được. điều kiện cần thiết. Tại Phòng thí nghiệm quốc gia Brookhaven và CERN, các nhà vật lý cho các hạt nhân nặng như vàng và chì va vào nhau. Điều này tạo ra một trạng thái vật chất giống như một món súp hạt trong đó quark tự do, được gọi là plasma quark-gluon. Nhưng chất này hóa ra rất hiếm, không đậm đặc và nhiệt độ hàng tỷ hoặc hàng nghìn tỷ độ của nó hóa ra cao hơn nhiều so với nhiệt độ bên trong của một ngôi sao neutron, bên trong có nhiệt độ tương đối mát hàng triệu độ.

Ngay cả lý thuyết hàng chục năm tuổi mô tả quark và hạt nhân, “sắc động lực học lượng tử” hay QCD, cũng không thể trả lời những câu hỏi này. Các tính toán cần thiết để nghiên cứu QCD trong môi trường tương đối lạnh và dày đặc phức tạp đến mức chúng không thể được thực hiện ngay cả trên máy tính. Các nhà nghiên cứu chỉ còn lại sự đơn giản hóa và mánh lới quảng cáo quá mức.

Lựa chọn duy nhất là nghiên cứu chính các sao neutron. Thật không may, chúng rất xa, mờ và rất khó đo được bất cứ thứ gì ngoài những đặc tính cơ bản nhất của chúng. Điều tồi tệ nhất là vật lý thú vị xảy ra bên dưới bề mặt của chúng. Alford nói: “Tình huống này giống như một phòng thí nghiệm nơi điều gì đó kỳ diệu đang diễn ra, trong khi tất cả những gì bạn có thể nhìn thấy là ánh sáng từ cửa sổ của nó”.

Nhưng với một thế hệ thí nghiệm mới, các nhà lý thuyết cuối cùng có thể sớm có được cái nhìn rõ ràng về nó.

Thiết bị NICER ngay trước khi phóng lên ISS. Anh ấy đang theo dõi bức xạ tia X sao neutron

Mềm hay cứng?

Bất cứ thứ gì có trong lõi của sao neutron - quark tự do, ngưng tụ kaon, hyperon hay nucleon cũ - vật liệu này phải chống lại lực hấp dẫn lớn hơn lực hấp dẫn của mặt trời. Nếu không, ngôi sao sẽ sụp đổ thành một lỗ đen. Nhưng các vật liệu khác nhau có thể bị nén bởi trọng lực trong mức độ khác nhau, xác định trọng lượng tối đa có thể có của một ngôi sao trong một khoảng thời gian nhất định kích thước vật lý.

Các nhà thiên văn học buộc phải ở bên ngoài đang làm sáng tỏ chuỗi này, cố gắng tìm hiểu xem sao neutron được tạo thành từ đâu. Và để làm được điều này, sẽ rất tốt nếu biết chúng mềm hay cứng khi bị nén. Để tìm hiểu, các nhà thiên văn học cần đo khối lượng và bán kính của nhiều sao neutron khác nhau.

Trong số các sao neutron, sao dễ cân nhất là sao xung: các sao neutron quay nhanh có chùm tia vô tuyến xuyên qua Trái đất sau mỗi vòng quay. Khoảng 10% trong số 2500 ẩn tinh đã biết thuộc về hệ thống kép. Khi các ẩn tinh này chuyển động, các xung truyền tới Trái đất của chúng đều thay đổi, tiết lộ chuyển động của các ẩn tinh và vị trí của chúng trong quỹ đạo của chúng. Và khi biết các quỹ đạo, các nhà thiên văn học có thể sử dụng định luật Kepler và các hiệu chỉnh bổ sung của Einstein và Thuyết tương đối rộng để tìm khối lượng của các cặp này.

Bước đột phá lớn nhất cho đến nay là việc phát hiện ra các sao neutron khỏe mạnh đến không ngờ. Năm 2010, một nhóm do Scott Ransom dẫn đầu tại Đài quan sát thiên văn vô tuyến quốc gia Virginia tuyên bố rằng họ đã đo khối lượng của sao xung và nhận thấy nó có khối lượng gấp đôi mặt trời - lớn hơn nhiều so với những gì được thấy trước đây. Một số thậm chí còn nghi ngờ khả năng tồn tại của những sao neutron như vậy; điều này dẫn đến những hậu quả nghiêm trọng đối với sự hiểu biết của chúng ta về hoạt động của hạt nhân nguyên tử. “Đây hiện là một trong những bài báo được trích dẫn thường xuyên nhất về quan sát sao xung, và tất cả đều nhờ vào các nhà vật lý hạt nhân,” Ransom nói.

Theo một số mô hình sao neutron, vốn cho rằng lực hấp dẫn sẽ nén chúng rất mạnh, thì một vật thể có khối lượng như vậy sẽ sụp đổ thành một lỗ đen. Ngưng tụ Kaon sẽ bị ảnh hưởng trong trường hợp này, vì chúng khá mềm và nó cũng không tốt cho một số biến thể của vật chất lượng tử và hyperon, chúng cũng sẽ co lại quá nhiều. Phép đo được xác nhận bằng việc phát hiện ra một ngôi sao neutron khác, có khối lượng bằng hai mặt trời vào năm 2013.

Feryal Ozel, nhà vật lý thiên văn tại Đại học Arizona, đã thực hiện các phép đo cho thấy lõi của các sao neutron chứa vật chất lạ.

Với bán kính, mọi thứ phức tạp hơn một chút. Các nhà vật lý thiên văn như Feryal Özel từ Đại học Arizona đã phát triển kỹ thuật khác nhauđể tính toán kích thước vật lý của các sao neutron bằng cách quan sát tia X phát ra từ bề mặt của chúng. Đây là một cách: Bạn có thể đo tổng lượng phát xạ tia X, sử dụng nó để ước tính nhiệt độ bề mặt và sau đó tính toán kích thước của một ngôi sao neutron có khả năng phát ra các sóng như vậy (điều chỉnh cách chúng uốn cong do trọng lực). Bạn cũng có thể tìm kiếm các điểm nóng trên bề mặt sao neutron liên tục xuất hiện và biến mất khỏi tầm nhìn. Trường hấp dẫn mạnh của ngôi sao sẽ thay đổi xung ánh sáng tùy thuộc vào những điểm nóng này. Khi bạn hiểu được trường hấp dẫn của một ngôi sao, bạn có thể tái tạo lại khối lượng và bán kính của nó.

Nếu chúng ta tin vào những tính toán này của Ozel thì hóa ra là mặc dù các sao neutron có thể khá nặng nhưng kích thước của chúng lại nằm trong khoảng đường kính từ 20-22 km.

Ozel nói: Việc chấp nhận rằng các sao neutron là nhỏ và nặng “đưa bạn vào một cái hộp, theo một cách tốt”. Cô ấy nói rằng đây là hình dạng của các sao neutron, chứa đầy các quark tương tác, và các sao neutron chỉ bao gồm các nucleon phải có bán kính lớn.

James Latimer, nhà vật lý thiên văn tại Đại học Stony Brook, lập luận rằng neutron vẫn còn nguyên vẹn trong lõi của các sao neutron.

Nhưng Lattimer, trong số những nhà phê bình khác, nghi ngờ về những giả định được sử dụng trong các phép đo tia X – ông tin rằng chúng có sai sót. Ông cho rằng chúng có thể làm giảm quá mức bán kính của các ngôi sao.

Cả hai bên đối địch đều tin rằng tranh chấp của họ sẽ sớm được giải quyết. Tháng 6 năm ngoái, sứ mệnh thứ 11 của SpaceX đã chuyển một chiếc hộp nặng 372 kg lên ISS chứa kính thiên văn tia X Nhà thám hiểm thành phần nội thất sao neutron, NICER. Naiser, hiện đang thu thập dữ liệu, được thiết kế để xác định kích thước của các sao neutron bằng cách nghiên cứu các điểm nóng trên bề mặt của chúng. Thí nghiệm sẽ mang lại số đo tốt nhất bán kính của các sao neutron, bao gồm cả các xung có khối lượng đã được đo.

Blaschke nói: “Tất cả chúng tôi đều thực sự mong đợi kết quả. Khối lượng và bán kính được đo chính xác của dù chỉ một sao neutron cũng sẽ ngay lập tức loại bỏ nhiều lý thuyết có thể xảy ra mô tả chúng cấu trúc bên trong và sẽ chỉ để lại những sản phẩm cung cấp tỷ lệ kích thước trên trọng lượng nhất định.

Và bây giờ LIGO cũng đã tham gia thí nghiệm.

Lúc đầu, tín hiệu mà Reed thảo luận trong buổi cà phê ngày 17 tháng 8 được coi là kết quả của sự va chạm của các lỗ đen chứ không phải sao neutron. Và nó có ý nghĩa. Tất cả các tín hiệu trước đây từ LIGO đều đến từ các lỗ đen, là những vật thể dễ tính toán hơn. Nhưng các vật thể nhẹ hơn đã tham gia vào việc tạo ra tín hiệu này và nó tồn tại lâu hơn nhiều so với sự hợp nhất của các lỗ đen. Reed nói: “Rõ ràng đây không phải là hệ thống mà chúng tôi đang đào tạo.

Khi hai lỗ đen chuyển động xoắn ốc với nhau, chúng tỏa năng lượng quỹ đạo vào không-thời gian dưới dạng sóng hấp dẫn. Nhưng trong giây cuối cùng Trong tín hiệu 90 giây mới mà LIGO thu được, mỗi vật thể đều trải qua một điều mà lỗ đen không trải qua: nó bị biến dạng. Cặp vật thể bắt đầu kéo dài và nén vật chất của nhau, tạo ra các sóng loại bỏ năng lượng khỏi quỹ đạo của chúng. Điều này khiến chúng va chạm nhanh hơn mức bình thường.

Sau vài tháng làm việc điên cuồng với mô phỏng máy tính Nhóm của Reed tại LIGO đã công bố phép đo đầu tiên về tác động của các sóng này lên tín hiệu. Hiện tại đội chỉ có giới hạn trên- có nghĩa là hiệu ứng do sóng gây ra là yếu hoặc thậm chí đơn giản là không thể nhận thấy. Điều này có nghĩa là các sao neutron có kích thước nhỏ về mặt vật lý và vật chất của chúng được giữ quanh tâm ở trạng thái rất đậm đặc, điều này ngăn cản sự giãn nở thủy triều của nó. Reed nói: “Tôi nghĩ phép đo đầu tiên thông qua sóng hấp dẫn đã xác nhận điều mà các quan sát tia X nói lên”. Nhưng đây không phải là kết thúc. Cô hy vọng rằng một mô phỏng phức tạp hơn của cùng một tín hiệu sẽ tạo ra nhiều đánh giá chính xác.

Nicer và LIGO đang cung cấp những phương pháp mới để nghiên cứu sao neutron, và nhiều chuyên gia lạc quan rằng câu trả lời chắc chắn về cách một vật liệu chống lại lực hấp dẫn sẽ xuất hiện trong vài năm tới. Nhưng các nhà lý thuyết như Alford cảnh báo rằng chỉ đo độ mềm của vật chất của sao neutron sẽ không nói lên toàn bộ câu chuyện.

Có lẽ những dấu hiệu khác sẽ cho bạn biết nhiều hơn. Ví dụ, những quan sát liên tục về tốc độ nguội đi của các sao neutron sẽ cho phép các nhà vật lý thiên văn suy đoán về các hạt có bên trong chúng và khả năng bức xạ năng lượng của chúng. Hoặc nghiên cứu cách chúng chuyển động chậm lại có thể giúp xác định độ nhớt bên trong của chúng.

Nhưng, trong mọi trường hợp, chỉ cần biết sự chuyển pha của vật chất xảy ra ở thời điểm nào và nó biến thành gì là một nhiệm vụ xứng đáng, Alford tin tưởng. “Việc nghiên cứu các tính chất của vật chất tồn tại trong điều kiện khác nhau- nói chung, đây là vật lý,” ông nói.

Bạn có thể giúp đỡ và chuyển một số tiền để phát triển trang web

Một ngôi sao cô đơn cũng giống như một người cô đơn. Nhưng khi họ đoàn kết thành từng cặp, cuộc sống của họ tràn ngập những sự kiện. Bằng cách trao đổi vật chất, các ngôi sao có thể “trẻ hóa”, trở nên biến đổi và tạo ra nguồn tia X sáng. Một số sao đôi tan rã sau một vụ nổ siêu tân tinh ngoạn mục. Nhưng đôi khi những trận đại hồng thủy còn hoành tráng hơn nhiều xảy ra, khi các ngôi sao hợp nhất trong vòng tay chết chóc cuối cùng. Một kết thúc như vậy là không thể tiếp cận được đối với người độc thân. Cơm. TIN TỨC SPL/Đông hàng đầu

Hãy tưởng tượng một thiên hà xoắn ốc tuyệt đẹp. Có khoảng một ngàn tỷ ngôi sao trong đó. Hãy tưởng tượng cái thứ hai như thế này. Bây giờ chúng ta hãy đẩy chúng lại với nhau. Các hệ sao khổng lồ tự do xuyên qua nhau, chỉ bị biến dạng một cách kỳ lạ dưới tác động của lực hút lẫn nhau. Hóa ra các ngôi sao không va chạm - chúng nằm quá xa nhau. Nếu bạn tạo một mô hình Thiên hà, tưởng tượng Mặt trời như một quả bóng có đường kính 1 cm thì các ngôi sao gần nhất sẽ ở khoảng cách khoảng 300 km. Vì vậy, một ngôi sao rất cô đơn trong cuộc đời, trừ khi định mệnh đã ban tặng cho cô một ngôi sao đồng hành.

Sao đôi khá phổ biến. Hơn nữa, khi khối lượng tăng lên, cơ hội một ngôi sao tìm được hàng xóm cũng tăng lên: trong số những ngôi sao nặng, hơn một nửa có một cặp. Nhưng ngay cả trong số những ngôi sao có khối lượng thấp, khoảng một phần ba là sao đôi.

Tuy nhiên, các ngôi sao tạo nên hệ thống Albireo thoạt nhìn có vẻ chỉ là cặp song sinh, nhưng khi xem xét kỹ hơn, chúng hóa ra là cặp sinh ba. Ngôi sao màu cam sáng hơn thực chất là một ngôi sao đôi, nhưng điều này chỉ có thể nhận thấy được bằng kính thiên văn lớn.

Có những hệ thống không chỉ có ba mà còn có bốn, năm, sáu và thậm chí bảy ngôi sao. Đúng vậy, các thành phần của chúng vẫn cố gắng chia thành từng cặp. Ví dụ, nếu nhìn ngôi sao sáng ε (epsilon) Lyrae qua kính viễn vọng nhỏ, chúng ta sẽ thấy đó là một ngôi sao nhị phân (một số người thậm chí có thể nhìn thấy cặp này bằng mắt thường). Một công cụ mạnh hơn sẽ cho thấy mỗi ngôi sao trong cặp này đều là một cặp. Cuối cùng, các nghiên cứu chi tiết chỉ ra rằng một trong bốn ngôi sao là một hệ nhị phân rất gần nhau.

Vì vậy nhị phân tổ chức không gian không phải ngẫu nhiên. Cô ấy cho phép hệ sao sống lâu. Ngay cả khi bạn cố gắng tạo ra một ngôi sao ba, trong đó tất cả các ngôi sao đều ở khoảng cách xấp xỉ bằng nhau tính từ tâm khối chung và “nhảy múa” xung quanh nó theo những quỹ đạo phức tạp, “vũ điệu” như vậy sẽ sớm bị gián đoạn - một trong những ngôi sao sẽ bị loại khỏi hệ thống vĩnh viễn. Người duy nhất cách đáng tin cậyĐể đạt được sự ổn định cho một hệ thống có tính đa bội cao (nghĩa là bao gồm ba ngôi sao trở lên) là tạo ra nó theo thứ bậc. Nhưng khi đó, không phải tất cả các ngôi sao đều có thể tương tác và ảnh hưởng đến sự tiến hóa của những ngôi sao láng giềng gần nhất của chúng mà chỉ những ngôi sao ở dưới cùng của hệ thống phân cấp. Khoảng cách giữa các thành viên còn lại của hệ thống quá lớn nên chúng không có ảnh hưởng đáng chú ý đến nhau và tiến hóa thành những ngôi sao đơn lẻ.

Tiểu sử tóm tắt của một ngôi sao duy nhất

Đường đời của một ngôi sao là sự thay đổi nhất quán trong nguồn năng lượng chính. Đầu tiên, tiền sao đang co lại nóng lên do giải phóng năng lượng hấp dẫn. Sau đó họ bắt đầu phản ứng nhiệt hạch, trong đó hydro được chuyển đổi thành helium. Ở trạng thái này ngôi sao tiến hành hầu hết của cuộc đời bạn. Sau khi hydro cạn kiệt trong lõi của ngôi sao, các nguyên tố nặng hơn, bao gồm cả sắt, cũng có thể “cháy”. Ngôi sao sau đó trở thành sao khổng lồ đỏ hoặc siêu khổng lồ. Cuối cùng, mất đi lớp vỏ, tùy theo khối lượng ban đầu mà biến thành sao lùn trắng, sao neutron hoặc lỗ đen. Tuổi thọ của một ngôi sao cũng được xác định bởi khối lượng của nó: ngôi sao càng nặng thì nó càng tỏa sáng và đốt cháy nguồn cung cấp nhiên liệu càng nhanh. Trong suốt cuộc đời của nó, khối lượng của một ngôi sao giảm đi do gió sao. Khối lượng càng lớn thì gió mạnh hơn. Mặt trời có gió yếu và sự mất khối lượng là không đáng kể, nhưng một phần vật chất đáng chú ý bị “thổi bay” khỏi các ngôi sao lớn. Không thể tăng khối lượng của một ngôi sao đơn độc.

Bạn - cho tôi, tôi - cho bạn

Đối với các nhà vật lý thiên văn, các hệ nhị phân gần nhau được quan tâm nhiều nhất. Đầu tiên, các tương tác có thể làm thay đổi khối lượng của các ngôi sao, tham số chính quyết định tính chất của chúng. Thứ hai, trong quá trình trao đổi khối lượng, các nguồn bức xạ sáng bất thường có thể phát sinh, khiến cuộc sống của ngôi sao trở nên đa dạng và thú vị hơn để nghiên cứu.

Chúng ta hãy xem xét hai ngôi sao gần đó, vẽ nhẩm một đường nối chúng và tính xem trọng tâm của hệ thống nằm ở đâu trên đó. Nếu bạn đặt một viên sỏi vào đó một cách chính xác, nó sẽ vẫn ở đó - lực hấp dẫn từ hai ngôi sao sẽ hoàn toàn cân bằng. Nếu bạn di chuyển nó về phía một trong các ngôi sao, nó sẽ bắt đầu quay quanh nó. Nói cách khác, mỗi thành phần của cặp được bao quanh bởi “vùng ảnh hưởng” của riêng nó và khối tâm là điểm tới hạn, được gọi là điểm Lagrange nội. Vật chất trong vùng như vậy quay xung quanh một trong các ngôi sao của cặp đó, nghĩa là nó bị điều khiển bởi trường hấp dẫn của nó.

Thông thường, các ngôi sao nằm sâu bên trong thùy Roche của chúng, những vùng mà lực hấp dẫn của một thành phần trong hệ sao đôi chiếm ưu thế. Mỗi người trong số họ giữ chất của nó một cách an toàn, ngăn không cho nó rời khỏi bề mặt. Chừng nào tình trạng này còn tiếp diễn thì các ngôi sao của hệ thống sẽ tiến hóa thành những ngôi sao đơn lẻ. Nhưng ở giai đoạn sau của cuộc đời, khi ngôi sao trở thành sao khổng lồ đỏ, kích thước của nó tăng lên hàng trăm lần. Kết quả là, nó có nguy cơ không vừa với thùy Roche của mình, và sau đó vật chất của nó sẽ bắt đầu chảy sang một ngôi sao khác - đây là cách một hệ nhị phân tương tác xuất hiện.

Trong hệ nhị phân, ngôi sao càng nặng thì đạt đến giai đoạn sao khổng lồ đỏ trước tiên, vì khối lượng càng lớn thì quá trình tiến hóa càng nhanh. Tuy nhiên, khi sự tương tác bắt đầu, ngôi sao nhỏ hơn trong cặp bắt đầu tăng khối lượng của nó và làm tổn hại đến ngôi sao lân cận. Điều này có nghĩa là những người dường như được định sẵn trở thành sao lùn trắng có thể kết thúc chuỗi ngày của họ với tư cách là một ngôi sao neutron hoặc thậm chí là một lỗ đen. Mặt khác, những ngôi sao lớn, già đi nhanh chóng, có thể “chuyển” một phần vật chất sang một ngôi sao lân cận có khối lượng nhỏ hơn và sau đó trông trẻ hơn nó. Đây là điều giải thích cái gọi là nghịch lý Algol: trong ngôi sao đôi đang che khuất này trong chòm sao Perseus, thành phần có khối lượng nhỏ hơn đang ở giai đoạn tiến hóa muộn hơn thành phần có khối lượng lớn hơn. Cuối cùng, các ngôi sao thậm chí có thể hợp nhất với nhau.

Theo quy luật, nếu các ngôi sao bắt đầu trao đổi vật chất, thì điều này không chỉ giới hạn ở “sự kiện xảy ra một lần”. Tại Đại học quốc gia Moscow, một chương trình có tên “Scenario Machine” (http://xray.sai.msu.ru/sciwork/scenario.html) đã được phát triển, thiết kế để tính toán số phận sao đôi. Một trong những dấu vết tiến hóa được xây dựng với sự trợ giúp của nó khá điển hình và mô tả lịch sử của hai ngôi sao có khối lượng lần lượt là 12 và 9 lần, quay theo quỹ đạo lớn hơn quỹ đạo Trái đất quanh Mặt trời khoảng hai lần rưỡi. Ngôi sao nặng hơn sẽ lấp đầy thùy Roche của nó trước tiên và vật chất của nó bắt đầu chảy sang ngôi sao lân cận thông qua điểm Lagrange bên trong. Ngoài ra, một phần vật chất nằm rải rác xung quanh hệ thống và không tham gia vào quá trình tiến hóa tiếp theo của nó. Khi quá trình trao đổi chất hoàn tất, ngôi sao đầu tiên “giảm cân” gần bốn lần, và ngôi sao thứ hai “khỏe lên” phần nào. Ngoài ra, hệ thống đã trở nên nhỏ gọn và nhẹ hơn nhiều do mất đi chất. Sau vài triệu năm, thành phần ban đầu có khối lượng lớn hơn sẽ phát nổ dưới dạng siêu tân tinh, trở thành sao neutron. Nhưng điều này không có nghĩa là số phận của cô ấy cuối cùng đã được định đoạt, bởi vì cô ấy đang ở trong một hệ nhị phân gần gũi.

Sau một thời gian, đến lượt ngôi sao thứ hai trở thành sao khổng lồ đỏ. Nó cũng lấp đầy thùy Roche của nó và vật chất của nó bắt đầu chảy vào sao neutron. Đồng thời, nó nóng lên tới hàng triệu độ và nguồn tia X sáng rực lên trong thiên hà. Trong khi dòng chảy xảy ra, quỹ đạo của hệ nhị phân giảm kích thước: thứ nhất, một phần năng lượng chuyển động quỹ đạo các ngôi sao bị vật chất rời khỏi hệ mang đi; thứ hai, điều này là do sự cân bằng khối lượng của các thành phần. Điều thứ hai là dễ hiểu nếu chúng ta cho rằng một ngôi sao nặng hơn thì ở gần khối tâm của hệ hơn, điều đó có nghĩa là tốc độ quỹ đạo của nó thấp hơn. Nếu bạn chuyển một phần chất của nó sang một vật lân cận chuyển động nhanh hơn, nó sẽ chậm lại một chút, điều đó có nghĩa là nó sẽ tiến đến khối tâm.

Việc giảm quỹ đạo dẫn đến hậu quả thảm khốc cho hệ thống: sao neutron kết thúc bên trong ngôi sao khổng lồ. Cái gọi là vật thể Thorne-Zhitkov được hình thành. Sự tồn tại của những vật thể như vậy đã được Kip Thorne và Anna Zhitkov dự đoán vào năm 1977, nhưng cho đến nay chúng vẫn chưa được phát hiện. Kết quả cuối cùng của quá trình tiến hóa của hệ thống là một lỗ đen duy nhất. Và điều này bất chấp thực tế là riêng từng ngôi sao của cặp ban đầu không thể tạo ra một vật thể nhỏ gọn như vậy.

Nếu chúng ta lấy khối lượng của ngôi sao nhỏ thứ hai, chẳng hạn, không phải chín mà là hai khối lượng Mặt Trời, giữ nguyên tất cả các thông số khác, thì số phận của hệ sẽ diễn ra hoàn toàn khác. Sẽ không có sự hợp nhất của các ngôi sao trong đó. Thay vào đó, sẽ có một số giai đoạn trao đổi vật chất, một ngôi sao sáng sẽ xuất hiện (và một lần nữa ngôi sao thứ hai sẽ chảy vào sao neutron được hình thành từ ngôi sao đầu tiên), nhưng kết quả cuối cùng sẽ không phải là một lỗ đen mà là một cặp: một ngôi sao neutron - một sao lùn trắng. Bạn có thể thay đổi các thông số nhiều hơn một chút và một lần nữa nhận được sự khác biệt đáng chú ý trong quá trình tiến hóa. Vì vậy, có rất nhiều hệ thống nhị phân gần gũi.

Cách “cân” một cặp đôi ngọt ngào

Bằng cách quan sát vận tốc của các ngôi sao trong hệ đôi và biết chu kỳ quỹ đạo của chúng, khối lượng của chúng có thể được xác định. Mọi thứ có vẻ dễ dàng và đơn giản. Nhưng đó không phải là trường hợp! Vận tốc được đo bằng hiệu ứng Doppler: khi một ngôi sao di chuyển về phía chúng ta, các vạch trong quang phổ của nó chuyển sang màu xanh lam, khi ở xa chúng ta - sang màu đỏ. Nói cách khác, người ta đo không phải toàn bộ tốc độ của ngôi sao mà chỉ đo hình chiếu của nó lên đường ngắm. Ví dụ, nếu bạn nhìn vào một hệ thống vuông góc với mặt phẳng quỹ đạo của nó, vận tốc của các ngôi sao dọc theo đường ngắm sẽ đơn giản bằng không. Nếu bạn nhìn vào hệ thống này một cách chi tiết, vận tốc quỹ đạo đầy đủ sẽ được ghi lại. Hóa ra là để xác định vận tốc quỹ đạo thực, chúng ta cũng cần biết chúng ta đang nhìn hệ nhị phân ở góc nào. Thật không may, không phải lúc nào cũng có thể xác định được góc. Trong những trường hợp như vậy, khối lượng thông thường thường được biểu thị, tính toán theo giả định rằng quỹ đạo được quan sát trực tiếp, nhưng các nhà thiên văn học luôn nhớ rằng, có tính đến góc nghiêng của quỹ đạo so với đường ngắm, khối lượng gần như chắc chắn sẽ hãy lớn hơn. Ví dụ, nếu độ nghiêng của quỹ đạo là 45 độ thì khối lượng thông thường phải tăng lên 2,8 lần. Khối lượng được xác định chính xác nhất trong các hệ thống xảy ra hiện tượng nhật thực lẫn nhau của các ngôi sao. Kích thước của các ngôi sao rất nhỏ so với quỹ đạo mà chúng chuyển động, và do đó nhật thực chỉ có thể xảy ra ở những góc rất nhỏ, khi hệ thống có thể được nhìn thấy gần như từ rìa. Trong những trường hợp hiếm gặp như vậy, đặc biệt là khi xác định được vận tốc của cả hai ngôi sao, người ta có thể ước tính khối lượng chính xác.

Bồi tụ hiệu quả

Trong số tất cả các biểu hiện của các cặp sao gần nhau, có lẽ nổi tiếng nhất là các sao đôi tia X. Giai đoạn này xảy ra trong vòng đời của nhiều hệ nhị phân tương tác, khi một trong các thành phần của hệ thống trở thành sao neutron hoặc lỗ đen, bắt giữ hoặc, như các nhà thiên văn học nói, tích tụ vật chất của vật chất lân cận của nó. Nếu ngôi sao tài trợ lấp đầy thùy Roche của nó, biến thành một người khổng lồ thì chế độ được thực hiện bồi tụ đĩa, trong trường hợp này các nguồn mạnh nhất phát sinh. Bởi vì các thành phần của hệ đôi quay quanh một khối tâm chung nên vật chất không thể rơi trực tiếp từ ngôi sao này sang ngôi sao khác. Chảy qua điểm Lagrange bên trong, nó xoáy quanh vật thể nhỏ gọn giống như một đĩa bồi tụ mạnh mẽ. Điều thú vị là, nếu ngôi sao tài trợ đủ lớn, đĩa có thể hình thành ngay cả khi nó không lấp đầy thùy Roche của nó: một cơn gió sao khá mạnh có thể chảy từ bề mặt của những ngôi sao như vậy, bị chặn một phần bởi vật thể nhỏ gọn và cung cấp tia X. nguồn.

Sự bồi đắp thật tuyệt vời quá trình hiệu quả thu được năng lượng. Nếu bạn lấy một viên gạch và ném vào một ngôi sao neutron thì khi chạm vào bề mặt, nó sẽ giải phóng một lượng năng lượng tương đương với khi xảy ra một vụ nổ mạnh. đầu đạn hạt nhân. Tuy nhiên, phần lớn sự giải phóng năng lượng chính thường xảy ra ở đĩa bồi tụ. Vật chất quay quanh sao neutron hoặc lỗ đen nóng lên tới hàng triệu độ do độ nhớt. Một đĩa như vậy chủ yếu phát ra tia X, vì nhiệt độ của vật chất càng cao thì lượng tử năng lượng mang đi năng lượng càng nhiều.

Thế giới nhị phân tia X mở ra cho các nhà nghiên cứu vào những năm 1960. Bước đột phá lớn đầu tiên trong nghiên cứu bầu trời bằng tia X có liên quan đến hoạt động của vệ tinh Uhuru (UHURU) của Mỹ, với sự trợ giúp của hơn ba trăm nguồn tia X đã được phát hiện trên bầu trời. Hầu hết chúng hóa ra là đang tích tụ các hệ thống đôi có sao neutron hoặc lỗ đen.

Kể từ những năm 1970, các đài quan sát tia X đã hoạt động liên tục trong không gian. Hiện tại có một số kính thiên văn tia X lớn trên quỹ đạo. Cái này nổi tiếng vệ tinh mỹ Chandra, XMM-Newton Châu Âu và là một trong những người cuối cùng dự án quốc tế INTEGRAL, ra mắt năm 2002, sử dụng vật liệu mà các nhà thiên văn học Nga cũng sử dụng.

Sóng hấp dẫn và sự sáp nhập sao

Một hệ thống sao đôi gồm các sao khối lượng lớn có thể tạo ra một cặp sao neutron hoặc lỗ đen. Nếu khoảng cách giữa hai vật thể nhỏ gọn thì sự tiến hóa cuối cùng sẽ là sự hợp nhất của chúng. Điều này xảy ra do sóng hấp dẫn mà hệ nhị phân phát ra. Những sóng này, theo thuyết tương đối rộng, được phát ra bởi bất kỳ hệ nhị phân nào, nhưng hiệu ứng càng mạnh thì các vật thể càng có khối lượng lớn và chúng càng gần nhau. Bằng cách lấy đi năng lượng và xung lượng góc của hệ thống, sóng hấp dẫn buộc các ngôi sao lại gần nhau hơn. Một số hệ đôi với các sao neutron và xung vô tuyến đã được phát hiện, trong đó quỹ đạo bị co lại do sự phát xạ của sóng hấp dẫn. Nếu tác động của một viên gạch rơi lên một ngôi sao neutron có thể so sánh được với vụ nổ hạt nhân, chuyện gì sẽ xảy ra khi hai ngôi sao neutron va chạm nhau, mỗi ngôi sao có khối lượng lớn hơn Mặt trời?! Điều này sẽ giải phóng nhiều năng lượng hơn một vụ nổ siêu tân tinh. Một phần nó bị mang đi bởi tia gamma điện từ, một phần bởi neutrino, và phần còn lại bị mang đi bởi sóng hấp dẫn, sức mạnh của sóng này lớn đến mức đây có lẽ là cơ hội duy nhất để ghi nhận trực tiếp chúng (nhân tiện, sự hợp nhất của lỗ đen chỉ có thể được quan sát theo cách này). Với mục đích này, lực hấp dẫn máy dò LIGO và Xử Nữ. Cho đến nay, độ nhạy của chúng là chưa đủ, nhưng các nhà vật lý thiên văn tự tin rằng sau khi hiện đại hóa, những cơ sở này sẽ quan sát thấy một số vụ sáp nhập sao mỗi năm. Trong khi đó, sự hợp nhất sao neutron có thể được quan sát như là vụ nổ tia gamma ngắn. Các xung tia gamma dài hơn (trong vài giây) hiện có liên quan đến sự sụp đổ của lõi quay nhanh của các ngôi sao rất lớn. Nhưng những tia sáng dài thứ hai rất có thể xảy ra ở giai đoạn cuối cùng của “vũ điệu” của một cặp sao neutron, khi sau một xoáy nước ngày càng tăng tốc, chúng hợp nhất lại, làm mất đi một phần vật chất, tạo thành một đĩa quay nhanh.

Siêu tân tinh như từ một dây chuyền lắp ráp

Siêu tân tinh thường gắn liền với hợp âm cuối cùng trong cuộc đời của một ngôi sao lớn, khi đã cạn kiệt nguồn dự trữ nhiên liệu hạt nhân, nó sụp đổ, biến thành sao neutron hoặc lỗ đen. Tuy nhiên, siêu tân tinh có nhiều loại khác nhau. Một trong các lớp con, được gọi là Ia, có bản chất khác. Không giống như các siêu tân tinh khác, tất cả các vụ nổ loại Ia đều rất giống nhau. Hầu như các đồ vật “chuẩn” dường như muốn nổ tung. Vật lý thiên văn hiện đại cho rằng đây là vụ nổ của các sao lùn trắng trong các hệ nhị phân gần. Những vật thể nhỏ gọn này ổn định miễn là khối lượng của chúng nhỏ. Nếu cô ấy đã trưởng thành đến một mức nào đó giá trị tới hạn, gọi là giới hạn Chandrasekhar thì sao lùn trắng mất đi tính ổn định. Một vụ nổ xảy ra. Giới hạn của Chandrasekhar là xấp xỉ 1,4 khối lượng mặt trời. Tính linh hoạt của điều này khối lượng tới hạn xác định tính đồng nhất về tính chất của siêu tân tinh loại Ia. Khối lượng của các ngôi sao chỉ có thể tăng lên trong các hệ nhị phân tương tác. Nếu không có những hệ thống như vậy thì sẽ không có siêu tân tinh loại Ia, tuy nhiên chúng rất hữu ích trong “nền kinh tế” thiên văn. Mười năm trước, các nghiên cứu về những ngọn lửa đặc biệt này đã đưa ra những lập luận nghiêm túc đầu tiên ủng hộ sự giãn nở nhanh chóng của Vũ trụ. Hiện NASA đang có kế hoạch phóng một vệ tinh đặc biệt - SNAP (Thăm dò gia tốc SuperNova), vệ tinh này sẽ tìm kiếm các siêu tân tinh ở xa loại Ia để làm rõ dữ liệu về sự giãn nở của vũ trụ. Lý thuyết về vụ nổ siêu tân tinh vẫn chưa hoàn thiện, mặc dù hiện đại mô hình máy tính cho phép đạt được một số tiến bộ. Tuy nhiên, người ta vẫn chưa biết ngôi sao nào cung cấp vật chất cho các sao lùn trắng, sau đó chúng phát nổ thành siêu tân tinh loại Ia. Ví dụ, đây có thể là những ngôi sao thông thường có khối lượng thấp, nhưng có khả năng những siêu tân tinh như vậy xuất hiện trong hệ thống gồm hai sao lùn trắng khi vật chất chảy từ ngôi sao này sang ngôi sao kia (điều này xảy ra khi kích thước quỹ đạo bị giảm do sự phát xạ của các sao lùn trắng). sóng hấp dẫn). Lời cuối cùngở đây rõ ràng là nó dành cho những người quan sát chứ không phải dành cho những nhà lý thuyết.

Sự chia tay của các ngôi sao sáng

Các cặp sao bị phá hủy trong hai trường hợp. Đầu tiên, một "ngôi sao phản diện" có thể can thiệp, việc bay gần của cặp đôi này có thể dẫn đến việc trao đổi đối tác. Thứ hai, một trong những ngôi sao có thể phát nổ dưới dạng siêu tân tinh. Trong trường hợp này, một phần đáng kể khối lượng của nó được giải phóng vào không gian xung quanh. Cặp đôi được giữ với nhau bởi lực hấp dẫn lẫn nhau. Nếu đặt lại hơn một nửa tổng khối lượng, hệ thống trở nên không bị ràng buộc bởi lực hấp dẫn và các ngôi sao bay ra xa nhau. Ngoài ra, các vụ nổ siêu tân tinh là không đối xứng; kết quả là vật thể nhỏ gọn thu được sẽ nhận được lực đẩy và tốc độ bổ sung tại thời điểm vụ nổ. Nếu nó lớn so với tốc độ quỹ đạo trong hệ nhị phân, điều này cũng dẫn đến sự tan vỡ của cặp sao. Do đó, mặc dù thực tế là hơn một nửa số sao nặng sau đó hình thành sao neutron hoặc lỗ đen là một phần của hệ đôi, tỷ lệ các sao đôi trong số đó vật thể nhỏ gọnít hơn nhiều.

Về lợi ích của hệ thống kép

Vật lý thiên văn nổi bật trong số khoa học tự nhiên vì không thể thử nghiệm với đối tượng mà nó nghiên cứu. Bạn thậm chí không thể mang bất kỳ thiết bị nào đến gần chúng hơn. Do đó, các nhà nghiên cứu rất vui khi sử dụng bất kỳ tùy chọn nào cho “cảm biến tự nhiên”. Các ngôi sao trong một hệ nhị phân gần đóng vai trò là “cảm biến” cho nhau. Ví dụ, nếu hệ thống quay quanh quỹ đạo, nhật thực xảy ra khi một ngôi sao che khuất một ngôi sao khác thì có thể thu được ước tính chính xác về kích thước của chúng. Nhưng điều quan trọng nhất tất nhiên là khả năng đo khối lượng của các ngôi sao trong hệ nhị phân.

Ngày nay các chuyên gia dễ dàng nói: “Ngôi sao càng lớn thì…” Và ngày xưa, việc đo khối lượng của các ngôi sao dường như là điều tuyệt vời. Quả thực, làm sao cân được một quả cầu khí cô độc bay trong hư không? Sẽ là chuyện khác nếu một vật thể khác quay xung quanh nó dưới tác dụng của trọng lực. Trong trường hợp này, bằng cách đo chu kỳ quỹ đạo và vận tốc của các ngôi sao trong hệ nhị phân, có thể ước tính khối lượng của chúng bằng các định luật cơ học thiên thể.

nhất phép đo chính xácđược thực hiện đối với các xung trong hệ nhị phân. Pulsar, như chúng ta biết, là những sao neutron phát ra các xung vô tuyến định kỳ. Tính tuần hoàn nghiêm ngặt được giải thích bằng sự quay của các vật thể nhỏ gọn này quanh trục của chúng. Ngày nay, gần 2 nghìn nguồn như vậy đã được biết đến và hàng chục nguồn trong số đó là một phần của hệ thống kép. Vì pulsar là đồng hồ rất chính xác nên chúng có thể được sử dụng để thực hiện các phép đo chính xác.

Vì việc khám phá và nghiên cứu hệ thống đầu tiên của hai sao neutron - PSR B1913+16 - Russell Hulse và Joseph Taylor đã được trao giải giải Nobel trong vật lý năm 1993. Đánh giá cao như vậy là điều dễ hiểu. Trong một hệ kín gồm hai vật nhỏ gọn, theo thuyết tương đối rộng (GR) cần có bức xạ mạnh sóng hấp dẫn. Sóng mang đi năng lượng và xung lượng góc, có nghĩa là các thành phần nhị phân chuyển động gần nhau hơn. Hiệu ứng này nhỏ nên chu kỳ quỹ đạo và các thông số khác phải được đo rất chính xác. độ chính xác cao. Người ta đã chứng minh rằng các sao neutron trong hệ PSR B1913+16 đang tiến lại gần nhau theo đúng lý thuyết. Ngoài ra, còn có thể kiểm chứng một số hiệu ứng khác được dự đoán bởi thuyết tương đối rộng. Cho đến nay, người ta đã biết thêm một số cặp sao neutron. Kỳ vọng lớnđược cho là nhờ quan sát cặp PSR J0737-3039 rất gần nhau, được phát hiện vào năm 2003. Trong đó, cả hai sao neutron đều được nhìn thấy dưới dạng xung vô tuyến. Điều này giúp có thể nhanh chóng (trong vòng vài năm) và đo lường chính xác một số tác động của thuyết tương đối rộng. Các sao neutron trong hệ thống này thực hiện 10 vòng quay mỗi ngày trên quỹ đạo có bán kính 400 nghìn km - xấp xỉ kích thước của Mặt trăng quay quanh Trái đất. Do sóng hấp dẫn, bán kính quỹ đạo giảm đi 0,7 mm sau mỗi vòng quay và trong khoảng 85 triệu năm nữa chúng sẽ va chạm nhau. Nhưng trong tương lai gần, hệ thống này có thể giúp kiểm tra những hiệu ứng chưa thể nghiên cứu bằng cách sử dụng các ẩn tinh khác.

Các nhà vật lý hạt nhân đã trở nên rất quan tâm đến một loại hệ nhị phân gần với các sao neutron. Thực tế là sao neutron là loại “phòng thí nghiệm” duy nhất có thể nghiên cứu hành vi của vật chất ở mật độ cao gấp 10 lần so với mật độ hạt nhân. Tất nhiên, vật chất siêu đặc ẩn sâu trong các sao neutron và không được quan sát trực tiếp, nhưng có một cách để tìm hiểu về các đặc tính của nó - bằng cách quan sát sự nguội đi của các vật thể nhỏ gọn. Trong một số hệ sao đôi, các sao neutron tích tụ vật chất từ các sao lân cận của chúng trong một thời gian, sau đó quá trình này dừng lại và chúng ta thấy một vật thể nhỏ gọn đang nguội đi, hơi nóng lên. phản ứng hạt nhân trong vỏ của nó. Biết được lượng vật chất rơi vào ngôi sao và đo độ sáng của nó khi không có sự bồi tụ, có thể kiểm tra các lý thuyết về sự nguội đi của sao neutron và làm rõ các tính chất của vật chất bên trong chúng.

Vì vậy, các hệ nhị phân rất được các nhà thiên văn học và vật lý học quan tâm. Nếu không có những “vũ điệu” ghép đôi của các ngôi sao và mối quan hệ phức tạp giữa chúng, các nhà nghiên cứu sẽ khó tiến bộ hơn nhiều trong việc nghiên cứu các quy luật tự nhiên.

năm học 2013-2014

Thời gian chạy 3 giờ

lớp 5 - 6

Trong bức vẽ trên, họa sĩ đã khắc họa Mặt trăng trên nền bầu trời đầy sao. Điều gì sai trong bức tranh này và tại sao? Bạn nên vẽ như thế nào cho đúng?

Giai đoạn cấp trường của Olympic Thiên văn toàn Nga

năm học 2013-2014

Thời gian chạy 4 giờ

Mỗi nhiệm vụ có giá trị 8 điểm

Olympic cấp trường môn Thiên văn học

lớp 7 - lớp 8

Hiện nay có 88 chòm sao được biết đến trên bầu trời. Các nhà khoa học có thể khám phá được chòm sao thứ 89? Giải thích chi tiết câu trả lời của bạn.

“Cả đêm đằng sau những đám mây

Một chiếc đèn lồng có sừng đang tỏa sáng.”

Một ngọn lửa xảy ra trên Mặt trời, do đó plasma bị đẩy ra.

Sau 3 ngày phát hành plasma năng lượng mặt trờiđến Trái đất và gây ra một lực tác động mạnh

Sự xáo trộn của từ quyển Trái đất. Plasma đã di chuyển với tốc độ bao nhiêu? (1 a.u. –

150 triệu km). Bỏ qua sự thật là sự chuyển động của plasma mặt trời xảy ra dọc theo

Đường xoắn ốc, hãy xem xét một quỹ đạo chuyển động thẳng.

Giai đoạn cấp trường của Olympic Thiên văn toàn Nga

năm học 2013-2014

Thời gian chạy 4 giờ

Mỗi nhiệm vụ có giá trị 8 điểm

Olympic cấp trường môn Thiên văn học

lớp 9

Trên hành tinh nào nhóm trên cạn Bầu trời ban ngày có màu đen, xanh và đỏ không?

Sao Thủy, Trái Đất và Sao Hỏa.

3. Trái đất chuyển động quanh Mặt trời theo quỹ đạo hình elip, gần với

Mặt trời cao hơn gần 5 triệu km so với tháng 7. Vậy tại sao tháng giêng lại lạnh hơn năm

Tháng bảy?

Sao Hải Vương, Sao Thủy, Sao Hỏa, Sao Mộc, Sao Thiên Vương và hành tinh lùn Sao Diêm Vương và Ceres.

Sự sắp xếp các hành tinh này được gọi là gì? Hành tinh nào sẽ được nhìn thấy vào ban đêm?

Có bốn giai đoạn chính của mặt trăng: trăng non, trăng non, trăng tròn và trăng tròn. Vào ngày trăng mới F = 0, trong quý 1 FF F = 0,5.

Vẽ hình giải thích.

Hiện nay tàu vũ trụ Cassini khám phá và chụp ảnh hành tinh Sao Thổ và các mặt trăng của nó. Khoảng cách từ Sao Thổ đến Mặt Trời là 29,46 đơn vị thiên văn. Trong thời gian tối thiểu mà thông tin mà thiết bị nhận được sẽ đến được Trái đất?

Giai đoạn cấp trường của Olympic Thiên văn toàn Nga

năm học 2013-2014

Thời gian chạy 4 giờ

Mỗi nhiệm vụ có giá trị 8 điểm

Olympic cấp trường môn Thiên văn học

lớp 10

Vào ngày 29 tháng 3 năm 2006, nhật thực toàn phần đã xảy ra ở Nga. Tại sao nguyệt thực toàn phần có thể được quan sát cùng lúc từ tất cả các vùng lãnh thổ của một quốc gia rộng lớn, nhưng nhật thực chỉ có thể được quan sát từ một số nơi? một số địa điểm nhất định và ở những thời điểm khác nhau? giai đoạn nghĩa là gì? F = 0,65?

Giai đoạn cấp trường của Olympic Thiên văn toàn Nga

năm học 2013-2014

Thời gian chạy 4 giờ

Mỗi nhiệm vụ có giá trị 8 điểm

Olympic cấp trường môn Thiên văn học

lớp 11

◉ = 2·10 30 kg.

Dưới đây là danh sách bốn cặp:

ĐÁP ÁN

Giai đoạn cấp trường của Olympic Thiên văn toàn Nga

năm học 2013-2014

Thời gian chạy 3 giờ

Mỗi nhiệm vụ có giá trị 8 điểm

Olympic cấp trường môn Thiên văn học

lớp 5 - 6

1. Trong hình trên, họa sĩ đã khắc họa Mặt trăng trên nền bầu trời đầy sao. Điều gì sai trong bức tranh này và tại sao? Bạn nên vẽ như thế nào cho đúng?

Giải pháp. Bức tranh vẽ mặt trăng lưỡi liềm trên nền các ngôi sao. Có một ngôi sao ở phía đêm của Mặt trăng. Điều này không thể được, bởi vì... các ngôi sao nằm ở rất xa (ngoài quỹ đạo của Mặt trăng) và Mặt trăng không trong suốt đối với ánh sáng.

Những chòm sao nào trên bầu trời phía bắc chỉ về thiên cực bắc? Nó nằm ở chòm sao nào? Thực hiện một bản vẽ. Những chòm sao nào trên bầu trời phía nam có thể được dùng làm điểm mốc để xác định vị trí của thiên cực nam? Cực thiên nam nằm ở chòm sao nào?

Giải pháp. Từ dấu sao Bắc Đẩu trong chòm sao Đại Hùng, có thể dễ dàng xác định hướng tới thiên cực bắc. Nếu hai ngôi sao ngoài cùng, những ngôi sao ở xa tay cầm (Dubhe và Merak), được nối với nhau bằng một đường tưởng tượng và đường này được tiếp tục trong khoảng năm khoảng cách như nhau, thì có thể dễ dàng nhìn thấy một ngôi sao sáng. Đây là điều sẽ xảy ra Sao Bắc Đẩu, (α M. Ursa), gần cực bắc của thế giới.

Ở khu vực cực nam thế giới không có một ngôi sao sáng nào đóng vai trò cột mốc. Chòm sao nổi tiếng nhất trên bầu trời phía nam là Nam Thập Tự. Hai ngôi sao ngoài cùng của Nam Thập Tự, tạo thành đường chéo lớn của hình thoi, hướng về thiên cực nam. Nam Cực Thế giới được bao quanh bởi chòm sao Octant, trong đó không có ngôi sao sáng nào.

Kể tên hành tinh lớn nhất và nhỏ nhất hệ mặt trời. Chúng nằm ở đâu so với Mặt trời, hành tinh nào trong số này có vệ tinh?

Giải pháp. Theo dữ liệu mới nhất, hành tinh nhỏ nhất là Sao Thủy và lớn nhất là Sao Mộc. Sao Thủy nằm gần Mặt trời nhất, còn Sao Mộc đứng thứ năm liên tiếp và nằm sau Sao Hỏa. Sao Thủy không có vệ tinh; Sao Mộc có nhiều.

Bạn đang ở cực nam và đã nhìn vào kim la bàn. Điểm cực bắc và cực nam của kim la bàn ở đâu? Vẽ hình giải thích.

Đáp án: phía nam. Sẽ tốt hơn nếu học sinh chỉ ra rằng miền Nam cực từ nằm ở Canada.

Một số học sinh có thể viết rằng một mũi tên chỉ thiên đỉnh và mũi tên kia chỉ điểm thấp nhất. Và đây cũng sẽ là câu trả lời đúng!

Giai đoạn cấp trường của Olympic Thiên văn toàn Nga

năm học 2013-2014

Thời gian chạy 4 giờ

Mỗi nhiệm vụ có giá trị 8 điểm

Olympic cấp trường môn Thiên văn học

lớp 7 - lớp 8

1. Hiện nay có 88 chòm sao được biết đến trên bầu trời. Các nhà khoa học có thể khám phá được chòm sao thứ 89? Giải thích chi tiết câu trả lời của bạn.

Trả lời: Không. Theo quyết định của IAU, có chính xác 88 chòm sao trên bầu trời và điều này không liên quan gì đến sự phát triển của công nghệ quan sát thiên văn.

Có một câu đố nổi tiếng về Mặt trăng:

“Cả đêm đằng sau những đám mây

Một chiếc đèn lồng có sừng đang tỏa sáng.”

Tìm lỗi thiên văn trong câu đố.

Giải pháp.

Mặt Trăng “có sừng” ở đầu và cuối tháng âm lịch. Mặt trăng non có thể nhìn thấy vào buổi tối và lặn sau Mặt trời. Trăng Già mọc trước bình minh và có thể nhìn thấy vào buổi sáng. Để tỏa sáng suốt đêm, Mặt trăng phải nằm trên thiên cầu đối diện với Mặt trời và tròn, không bị “có sừng”.

Vẽ cách bạn tưởng tượng về hệ mặt trời. Nó bao gồm những đối tượng nào?

Giải pháp. Hình ảnh Mặt trời, các hành tinh, sao chổi, hai vành đai tiểu hành tinh. Vệ tinh của các hành tinh có thể được mô tả gần các hành tinh.

Bạn đã quan sát được bao nhiêu hành tinh bằng mắt thường trong này năm học? Khi? Phía nào của đường chân trời? Hành tinh nào sáng nhất?

Trả lời. Học sinh có thể mô tả rằng các em đã nhìn thấy Sao Kim, Sao Hỏa, Sao Mộc, Sao Thổ. Hầu như không có sao Thủy. Sau đó, họ phải mô tả cách họ nhìn thấy Sao Thủy, ở đâu. Học sinh nên mô tả rằng các em đã nhìn thấy Sao Thủy ở phía đông vào sáng nay trước khi mặt trời mọc. Hoặc vào buổi tối, sau khi mặt trời lặn, ở phía Tây.

Hai tinh vân sáng nhất trên bầu trời trái đất, thậm chí có thể nhìn thấy bằng mắt thường, Tinh vân Andromeda và Tinh vân Orion, chúng được làm bằng gì và điều gì khiến chúng tỏa sáng?

Giải pháp. Tinh vân Tiên Nữ là thiên hà xoắn ốc gần nhất từ thiên hà lớn trong chòm sao Andromeda. Khoảng cách tới Tinh vân Tiên Nữ là khoảng 2 triệu năm ánh sáng. năm. Thiên hà có thể được nhìn thấy bằng mắt thường trong chòm sao Andromeda. Sự phát sáng của nó là do sự phát sáng tổng hợp của tất cả các ngôi sao.

Thiên hà Andromeda còn được gọi là Thiên hà vĩ đại. thiên hà xoắn ốc. Được biết đến với số hiệu M31 (từ danh mục Messier) và theo số NGC224 từ Danh mục chung mới. Tinh vân Tiên Nữ có tám vệ tinh, trong đó hai vệ tinh nổi tiếng nhất là thiên hà hình elip M 32 (NGC221) gần tâm M 31 và thiên hà hình elip NGC205. Chẳng hạn, các vệ tinh khác của Andromeda Galaxy M31 kém sáng hơn thiên hà lùn, được đặt tên là Andromeda VIII, nằm trên bầu trời gần thiên hà hình elip lùn M32.

Đường kính góc của thiên hà M31 là 100′ (16 kpc), khoảng cách – 670 kpc (khoảng 2 triệu năm ánh sáng). Tuyệt đối kích cỡ M=− 21,1m . Độ lớn biểu kiến m=3,4 m.

Tinh vân Orion (hay M 42) là một tinh vân khí có thành phần chủ yếu là hydro (khí). Nó nằm trong Thiên hà của chúng ta ở khoảng cách khoảng 1000 năm ánh sáng. tuổi, đường kính của nó khoảng 16 St. năm. Sự phát sáng của nó được giải thích là do sự phát sáng của khí nóng. Tinh vân Orion có thể nhìn thấy bằng mắt thường trong chòm sao Orion. Tinh vân này đôi khi được gọi là Tinh vân Lạp Hộ Lớn để phân biệt với các tinh vân khác trong chòm sao Lạp Hộ. Tinh vân Orion Lớn có thể được nhìn thấy bằng mắt thường trong chòm sao Orion, bên dưới và bên trái của cái gọi là Vành đai Orion, bao gồm ba ngôi sao dễ nhận biết. Tinh vân khí Tinh vân lớn Orionis phát sáng nhờ các ngôi sao trẻ nóng lớp quang phổ A. Những ngôi sao này có bức xạ cực tím mạnh làm ion hóa khí trong Tinh vân Orion. Tinh vân Lạp Hộ Lớn là khu vực hình thành sao khổng lồ và là một trong những tinh vân thiên văn nổi tiếng nhất. Nó nằm tương đối gần với chúng tôi. Khoảng cách tới Tinh vân Orion là 460 pc. Đường kính tinh vân 35′ hoặc 5 chiếc. Trọng lượng 300 M Mặt trời.

Học sinh chỉ có thể trả lời một phần, nhưng điều chính mà các em phải viết trong câu trả lời là sự khác biệt cơ bản giữa các vật thể này: một thiên hà, sự phát sáng của nó là do sự phát sáng của các ngôi sao và tinh vân khí, sự phát sáng của nó là do sự phát sáng của khí nóng.

6. Một ngọn lửa bùng lên trên Mặt trời, do đó plasma bị đẩy ra. Sau 3 ngày, sự phun ra của plasma mặt trời tới Trái đất và gây ra sự xáo trộn mạnh mẽ từ quyển Trái đất. Plasma đã di chuyển với tốc độ bao nhiêu? (1 AU – 150 triệu km). Bỏ qua thực tế là chuyển động của plasma mặt trời xảy ra theo hình xoắn ốc, xét quỹ đạo chuyển động thẳng.

Trả lời:

V = 150.000.000 km ⋅ 1000m / 3 ⋅ 24 giờ ⋅ 60 phút ⋅ 60 giây = 578703 m/s (hoặc 578 km/s).

Giai đoạn cấp trường của Olympic Thiên văn toàn Nga

năm học 2013-2014

Thời gian chạy 4 giờ

Mỗi nhiệm vụ có giá trị 8 điểm

Olympic cấp trường môn Thiên văn học

lớp 9

1. Bầu trời ban ngày có màu đen, xanh và đỏ ở những hành tinh nào?

Sao Thủy, Trái Đất và Sao Hỏa.

Giải pháp. Thực tế không có bầu khí quyển trên Sao Thủy, không có sự tán xạ ánh sáng và bầu trời có màu đen. Trên Trái đất bầu trời có màu xanh do tán xạ Ánh sáng mặt trời lên các phân tử không khí, trong khi tia xanh bị tán xạ mạnh hơn tia đỏ. Trên sao Hỏa, do những cơn bão bụi mạnh, bầu khí quyển bão hòa những hạt bụi cực nhỏ có màu đỏ giống như đất.

Hãy vẽ cách bạn tưởng tượng về Thiên hà của chúng ta. Những đối tượng nào được bao gồm trong đó? Mặt trời của chúng ta nằm ở đâu?

Giải pháp. Hình vẽ phải phản ánh rằng Thiên hà của chúng ta là một thiên hà xoắn ốc. Kích thước gần đúng của Thiên hà và khoảng cách từ Mặt trời đến tâm Thiên hà phải được duy trì ở một tỷ lệ thích hợp. Sẽ rất tốt nếu hình ảnh hiển thị cụm sao cầu. Các cụm mở và các đám mây phân tử khổng lồ không được hiển thị trong hình. ở quy mô này, nhưng có thể được liệt kê. Có thể được liệt kê nhiều loại các ngôi sao (sao trình tự chính, người khổng lồ, siêu sao, sao lùn trắng, sao neutron), khí liên sao, bụi liên sao, nhưng những đối tượng này không được phản ánh trong hình.

Một mô hình điển hình được mong đợi của Thiên hà của chúng ta, tương tự như thiên hà M31. Mũi tên (đĩa thiên hà) biểu thị khoảng cách gần đúng của Mặt trời tới tâm Thiên hà

Nhưng học sinh của chúng tôi cũng có thể mô tả một quầng tối xung quanh vật chất phát sáng của Thiên hà của chúng ta.

Đối với bất kỳ đề cập đến vật chất tối Nên thêm điểm.

3. Trái đất, chuyển động quanh Mặt trời theo quỹ đạo hình elip, gần Mặt trời hơn vào tháng 1 so với tháng 7 gần 5 triệu km. Vậy tại sao tháng 1 lại lạnh hơn tháng 7?

Giải pháp. Lý do chính thay đổi theo mùa nhiệt độ và khí hậu trên Trái đất gắn liền với góc nghiêng của trục quay của nó với mặt phẳng quỹ đạo quanh Mặt trời (hoàng đạo), tức là khoảng 66˚. Điều này xác định độ cao của Mặt trời so với đường chân trời (vào mùa hè thì cao hơn) và độ dài của ngày (vào mùa hè ngày dài hơn). Những thứ kia. nhiều hơn vào mùa hè năng lượng mặt trờiđổ bộ lên Trái đất ở bán cầu bắc. Vào mùa đông thì ngược lại. Vì vùng giữa sự khác biệt này đạt đến nhiều lần. Và do Trái đất ở gần Mặt trời vào mùa đông hơn so với mùa hè nên chênh lệch nhiệt lượng nhận được chỉ là vài phần trăm.

4. Bây giờ (chiều ngày 27 tháng 10 năm 2013) Sao Kim, Sao Hải Vương, Sao Thủy, Sao Hỏa, Sao Mộc, Sao Thiên Vương và các hành tinh lùn Sao Diêm Vương và Ceres có thể được nhìn thấy phía trên đường chân trời. Sự sắp xếp các hành tinh này được gọi là gì? Hành tinh nào sẽ được nhìn thấy vào ban đêm?

Giải pháp. Sự sắp xếp các hành tinh này được gọi là cuộc diễu hành của các hành tinh. Thật không may, ngày nay người ta không thể nhìn thấy cuộc diễu hành của các hành tinh vào buổi tối và ban đêm, vì các hành tinh ở phía trên đường chân trời vào ban ngày, Sao Thổ sẽ được nhìn thấy cả đêm.

5. Mặt trăng có bốn giai đoạn chính: trăng non, trăng non, trăng tròn và trăng tròn. Vào ngày trăng mới F = 0, trong quý 1 F = 0,5, vào ngày trăng tròn thì pha là F = 1,0 và lại vào quý cuối cùngФ = 0,5. Ngày 29 tháng 1 năm 2006 là ngày trăng non. Giai đoạn nào của mặt trăng vào ngày 29 tháng 3? Mặt trăng được nhìn thấy ở hướng nào của bầu trời vào ngày này? Cùng ngày đó, người ta đã quan sát thấy nhật thực toàn phần. Đây có phải là sự trùng hợp đơn giản của hai hiện tượng thiên văn?

Vẽ hình giải thích.

Trả lời: Do đó sẽ có trăng non vào ngày 29 tháng 3 F = 0. Mặt trăng sẽ không nhìn thấy được ở bất kỳ hướng nào trên bầu trời vì đây sẽ là trăng non.

Vào ngày này sẽ xảy ra nhật thực toàn phần, hiện tượng này ở Moscow sẽ được quan sát là nhật thực một phần.

Đây không phải là sự trùng hợp ngẫu nhiên vì nhật thực chỉ xảy ra khi trăng non.

6. Hiện tại, tàu vũ trụ Cassini đang khám phá và chụp ảnh hành tinh Sao Thổ và các mặt trăng của nó. Khoảng cách từ Sao Thổ đến Mặt Trời là 29,46 đơn vị thiên văn. Trong thời gian tối thiểu mà thông tin mà thiết bị nhận được sẽ đến được Trái đất?

Giải pháp.

Khoảng cách tối thiểu từ Trái đất đến Sao Thổ là 29,46 – 1 = 28,46 AU. = 28,46 150000000 = 4,27 10 9 km. Ánh sáng có tốc độ c = 300.000 km/s nên thông tin sẽ đến Trái đất trong thời gian 4,27 10 9 km/300000 km/s = 1,42·10 4 s = 3h 57m.

Giai đoạn cấp trường của Olympic Thiên văn toàn Nga

năm học 2013-2014

Thời gian chạy 4 giờ

Mỗi nhiệm vụ có giá trị 8 điểm

Olympic cấp trường môn Thiên văn học

lớp 10

1. Vào ngày 29 tháng 3 năm 2006, có thể nhìn thấy nhật thực toàn phần ở Nga. Tại sao nguyệt thực toàn phần có thể được quan sát từ khắp một đất nước rộng lớn cùng một lúc, nhưng nhật thực chỉ có thể được quan sát từ một số địa điểm cụ thể và vào những thời điểm khác nhau? giai đoạn nghĩa là gì? F = 0,65?

Giải pháp. Nhật thực chỉ có thể được nhìn thấy ở những khu vực trên Trái đất mà bóng của Mặt trăng đi qua. Đường kính của bóng không vượt quá 270 km nên nhật thực toàn phần chỉ có thể nhìn thấy đồng thời ở một khu vực nhỏ. bề mặt trái đất, và vùng bóng di chuyển, vì vậy trong điểm khác nhau Các sọc nhật thực xảy ra ở những thời điểm khác nhau. Mặc dù nhật thực xảy ra thường xuyên hơn nhật thực nhưng nhật thực rất hiếm ở mọi khu vực trên Trái đất. Nhật thực một phần theo pha sẽ được quan sát ở Moscow F = 0,65.

Khi nguyệt thực toàn phần, mặt trăng thực sự bị thiếu ánh sáng mặt trời, do đó nguyệt thực toàn phần có thể nhìn thấy từ bất kỳ nơi nào trên bán cầu Trái đất. Nguyệt thực bắt đầu và kết thúc đồng thời ở mọi điểm địa lý, ở mọi quốc gia. Tuy nhiên, giờ địa phương xảy ra hiện tượng này sẽ khác.

Bức ảnh thể hiện cảnh bình minh và hoàng hôn ở bán cầu bắc. Hãy chỉ ra lỗi sai của họa sĩ và vẽ bức tranh đúng.

Giải pháp. Chỉ vào các ngày phân 21 tháng 3 và 23 tháng 9, Mặt trời mới mọc ở điểm phía đông và lặn ở điểm phía tây (ở khắp mọi nơi).

Ví dụ, đối với Mátxcơva,ϕ =56° , vào ngày hạ chí, Mặt trời mọc ở hướng đông bắc và vào ngày đông chí - ở hướng đông nam.

Vì vậy, cần vẽ hướng hai bên của đường chân trời: hướng mũi tên hướng Đông về điểm mặt trời mọc ngày 21/3, hướng mũi tên hướng Tây về điểm mặt trời lặn ngày 21/3.

Chuyển động biểu kiến của Mặt trời và Mặt trăng so với các ngôi sao theo hướng nào?

Mặt trời đi qua những chòm sao nào trong năm, có bao nhiêu chòm sao như vậy?

Giải pháp.

So với các ngôi sao, Mặt Trăng di chuyển từ tây sang đông với vận tốc góc xấp xỉ 13° mỗi ngày.

So với các ngôi sao, Mặt trời di chuyển từ tây sang đông với tốc độ xấp xỉ 1° mỗi ngày.

Đường đi biểu kiến hàng năm của Mặt trời đi qua 13 chòm sao, bắt đầu từ điểm xuân phân: Bạch Dương, Kim Ngưu, Song Tử, Cự Giải, Sư Tử, Xử Nữ, Thiên Bình, Bọ Cạp, Xà Phu, Nhân Mã, Ma Kết, Bảo Bình, Song Ngư. Mười hai người trong số họ được gọi là cung hoàng đạo.

Truyện cổ Ấn Độ “Về hoa huệ nước trắng” kể: “Wabi vén tấm rèm da lên, đôi mắt ông trợn tròn ngạc nhiên như mắt cú. Các ngôi sao - hơi xanh, xanh lục, nhỏ và lớn hơn một chút - vui vẻ di chuyển các tia sáng của chúng gần như ngay cạnh mũi anh ấy!

Có gì sai với mô tả này?

Giải pháp.

Màu sắc của ngôi sao phụ thuộc vào nhiệt độ của ngôi sao. Sao xanh có nhiệt độ cao, lớn hơn 12000K. Không có ngôi sao xanh. Kích thước biểu kiến của các ngôi sao tương ứng với các cường độ biểu kiến khác nhau.

“Sự khuấy động của tia sáng” là sự rung chuyển của bầu không khí.

Vì vậy, việc cho rằng màu của các ngôi sao là màu xanh lá cây là không chính xác.

Mặt trời nằm cách trung tâm Thiên hà 7,5 kpc và di chuyển với tốc độ 220 km/s. Mặt trời mất bao nhiêu thời gian lượt đầy đủ quanh trung tâm thiên hà?

Trả lời.

T= = năm

Hai cái tự động có cùng trọng lượng trạm liên hành tinh(AMS) thực hiện hạ cánh nhẹ nhàng: lần đầu tiên trên Sao Kim, lần thứ hai trên Sao Hỏa. Trên hành tinh nào - Trái đất, Sao Kim hay Sao Hỏa - những AMC này có trọng lượng lớn nhất? Gia tốc trọng trường trên Trái đất và Sao Kim được coi là như nhau và trên Sao Hỏa g = 3,7 m/s 2 .

Trả lời. Trọng lượng nặng nhất sẽ ở trên Trái đất. Trọng lượng của AMS trên Sao Kim sẽ nhỏ hơn trên Trái đất do bầu khí quyển dày đặc (định luật Archimedes). Trên sao Hỏa, AMS sẽ có trọng lượng nhẹ nhất.

Giai đoạn cấp trường của Olympic Thiên văn toàn Nga

năm học 2013-2014

Thời gian chạy 4 giờ

Mỗi nhiệm vụ có giá trị 8 điểm

Olympic cấp trường môn Thiên văn học

lớp 11

1. Ngôi sao nào sau đây - Arcturus, Vega, Capella, Polaris, Sirius - là ngôi sao sáng nhất bán cầu bắc bầu trời? Nó nằm trong chòm sao nào và độ lớn biểu kiến gần đúng của nó là bao nhiêu?

Giải pháp. nhất ngôi sao sáng trên bầu trời - Sirius. Nhưng ngôi sao này không phải của bán cầu bắc mà là của bán cầu nam. Vì vậy ngôi sao sáng nhất là Vega (α Lyra). Nó có độ lớn biểu kiến xấp xỉ bằng không.

2. Một ngày trên Mặt trăng là gì, Trái đất được nhìn thấy như thế nào đối với một phi hành gia trên Mặt trăng và có những khu vực nào trên Mặt trăng mà Trái đất mọc lên và lặn không?

Giải pháp. Một ngày mặt trời trên Mặt trăng bằng 29,5 ngày Trái đất. Trái đất trên Mặt trăng thực tế treo bất động trên bầu trời và không thực hiện các chuyển động giống như Mặt trăng trên bầu trời Trái đất. Đây là hệ quả của việc Mặt Trăng luôn hướng về Trái Đất một phía. Nhưng nhờ sự cân bằng vật lý (lắc lư) của Mặt trăng, người ta có thể quan sát được bình minh và hoàng hôn đều đặn của Trái đất từ các khu vực gần rìa của đĩa mặt trăng. Trái Đất mọc lên và lặn (nâng lên trên đường chân trời và lặn xuống dưới đường chân trời) với chu kỳ khoảng 27,3 ngày Trái Đất.

3. Các mùa trong năm trên Trái đất thay đổi “ngược pha” (Bắc bán cầu là mùa hè, Nam bán cầu là mùa đông). Giả sử rằng một hành tinh giả định quay quanh Mặt trời theo một quỹ đạo hình elip có độ dài lớn, bán trục lớn của nó cũng bằng 1 AU và trục quay vuông góc với mặt phẳng quỹ đạo của nó. Các mùa thay đổi như thế nào? Khí hậu sẽ thay đổi như thế nào so với khí hậu Trái đất?

Giải pháp. Trên một hành tinh như vậy, sự thay đổi các mùa sẽ diễn ra đồng bộ chứ không phải ngược pha như trên Trái đất hay Sao Hỏa. Gần điểm cận nhật trên toàn bộ hành tinh, ở cả hai bán cầu, đồng thời sẽ có một mùa đông có điều kiện, và gần điểm cận nhật sẽ có một mùa hè có điều kiện. “Có điều kiện” vì khái niệm được chấp nhận chung sẽ có mùa đông vĩnh cửu ở hai cực của một hành tinh như vậy... Khi đó, các mùa, chỉ phụ thuộc vào dòng nhiệt, sẽ chỉ được xác định trên toàn bộ hành tinh bởi vị trí của nó trên quỹ đạo, nghĩa là chúng sẽ thay đổi đồng bộ ở mọi nơi. Khí hậu trên một hành tinh như vậy dù có cùng bán trục a = 1 AU nhưng sẽ khắc nghiệt hơn, mùa đông sẽ lạnh hơn và dài hơn theo định luật thứ hai Kepler (cả đường đi dài hơn và tốc độ chậm hơn).

4. Giải thích tại sao Titan, một vệ tinh của Sao Thổ có thể duy trì được bầu khí quyển của nó còn Sao Thủy thì không?

Trả lời. Titan và Sao Thủy có khối lượng và kích thước tương tự nhau, nhưng Sao Thủy ở gần Mặt trời hơn nhiều và nhận được nhiều nhiệt hơn từ nó. Trong bầu không khí nóng lên, các hạt có tốc độ cao và di chuyển ra khỏi hành tinh dễ dàng hơn. Vì vậy, sao Thủy không giữ được bầu khí quyển. Bầu không khí lạnh lẽo của Titan ổn định hơn nhiều.

5. Hai sao neutron quay quanh một khối tâm chung theo quỹ đạo tròn với chu kỳ 7 giờ. Chúng ở cách nhau bao nhiêu nếu khối lượng của chúng khối lượng lớn hơn Mặt trời 1,4 lần? Khối lượng mặt trời M◉ = 2·10 30 kg.

Giải pháp. Các ngôi sao cách nhau 2R. F mộ. =G⋅

Mặt khác, F =

3 ⋅ 10 6 m, nhỏ hơn kích thước của Trái đất.

6. Rất hiếm và cực kỳ thú vị hiện tượng thiên văn- sự di chuyển của hành tinh Sao Kim qua đĩa Mặt trời. Vào ngày 6 tháng 5 năm 1761, trong quá trình sao Kim đi ngang qua đĩa Mặt trời, M.V. Lomonosov đã phát hiện ra sự tồn tại của bầu khí quyển gần Sao Kim, lần đầu tiên giải thích chính xác sự “phình ra” của rìa Mặt Trời khi Sao Kim hai lần đi qua rìa đĩa Mặt Trời.

Sự di chuyển của sao Kim qua đĩa mặt trời được nhóm thành từng cặp với khoảng cách 8 năm với nhau. Và giữa các cặp vợ chồng, 121,5 năm hoặc 105,5 năm trôi qua.

Dưới đây là danh sách bốn cặp:

Những hành tinh nào có thể đi ngang qua đĩa Mặt trời? Cái nào trong số chúng đi qua đĩa mặt trời thường xuyên hơn và tại sao?
Làm thế nào sao Kim đi qua đĩa Mặt trời, từ phải sang trái hoặc từ trái sang phải?
Tại sao quá cảnh chỉ được quan sát vào đầu tháng 6 và tháng 12?
Tại sao phải mất ít nhất 8 năm mới có hai lần chơi liên tiếp?

Giải pháp. Những hành tinh nào có thể đi ngang qua đĩa Mặt trời? Cái nào trong số chúng đi qua đĩa mặt trời thường xuyên hơn và tại sao?

Sao Thủy và sao Kim có thể đi ngang qua đĩa Mặt trời.

Nếu tất cả các quỹ đạo nằm chính xác trên cùng một mặt phẳng thì tại mỗi điểm giao nhau kém hơn, chúng ta có thể quan sát cách hành tinh được chiếu lên đĩa mặt trời trong một thời gian, từ từ băng qua nó. từ trái sang phải . Tuy nhiên, do quỹ đạo thực tế của Sao Thủy và Sao Kim nghiêng so với mặt phẳng quỹ đạo của Trái đất (lần lượt là 7,0 và 3,4 độ), nên thường xuyên hơn vào thời điểm giao hội, cả hai hành tinh này đều đi qua ngay phía trên hoặc phía dưới. đĩa Mặt trời, ẩn mình một cách đáng tin cậy trong các tia sáng của nó và không thể quan sát được.

Quỹ đạo của Sao Kim nghiêng so với đường hoàng đạo 3,4 độ, vì vậy chúng ta chỉ có thể quan sát Sao Kim trên nền Mặt trời vào những thời điểm khi cả nó và Trái đất đều ở gần một trong các nút của quỹ đạo Sao Kim. Vào tháng 6 và tháng 12, Sao Kim nằm gần đường nút quỹ đạo của nó - trong mặt phẳng hoàng đạo. Trong những tháng khác, việc đi qua đơn giản là không thể thực hiện được do quỹ đạo của Sao Kim nghiêng so với mặt phẳng hoàng đạo.

Kinh độ của nút tăng dần của nó là 76,7 độ. Để Trái đất di chuyển theo một đường như vậy dọc theo quỹ đạo của nó từ điểm xuân phân (21 tháng 3) (chúng tôi coi là đường tròn), cần phải có

(76,7 °⋅ 365 ngày)/360 ° = 78 ngày.

Chúng ta có được ngày mà sao Kim có thể đi ngang qua Mặt trời:

Tất nhiên, ngày chỉ là gần đúng, vì lịch (năm đơn giản hoặc năm nhuận) có thể thay đổi 1-2 ngày và ngày cuối cùng kích thước góc cạnh Mặt trời có thể đi qua đĩa của nó trong vòng 2-3 ngày trước hoặc sau khi sao Kim đi qua mặt phẳng hoàng đạo (0,5° / sin 3,4 ° = 8,4 ° ; Sao Kim đi qua chúng trong 5 ngày).

Chà, ngày thứ hai có thể xảy ra khi Trái đất đi qua nút hạ lưu Quỹ đạo của sao Kim - sáu tháng sau.

Câu hỏi cuối cùng rất khó.

Tại sao phải mất ít nhất 8 năm mới có hai lần chơi liên tiếp?

Trái đất và Sao Kim phải đồng thời đi qua vùng lân cận nút quỹ đạo của Sao Kim với độ chính xác là 2-3 ngày, tức là. tới 1/100 của năm. Quỹ đạo của sao Kim- 0,61521 năm. Nhân nó tuần tự với các số nguyên (1, 2, 3, ...), lần đầu tiên chúng ta thu được một số nguyên có độ chính xác cao hơn 1/100 khi nhân với 13:

0,61521 năm ⋅ 13 = 7,998 năm

Những thứ kia. sau 13 vòng quay của Sao Kim và 8 vòng quay của Trái Đất, chúng lại hội tụ tại điểm đã chọn trên quỹ đạo của Sao Kim. Nếu đây là điểm nút của quỹ đạo sao Kim thì sau 8 năm nữa nó sẽ giống nhau.

lớp 5-6

VỀ Thiên văn học và VẬT LÝ KHÔNG GIAN 2005, lớp 7-8

Năm 2004, điểm xuân phân không diễn ra vào ngày 21 tháng 3 như thường lệ mà vào ngày 20 tháng 3 lúc 06:49 UT (Giờ quốc tế). Vì lúc này chúng ta chưa chuyển sang giờ mùa hè nên lúc này là 09:49. Mátxcơva.

Tại sao điều này lại xảy ra vào ngày 20 tháng 3? Khi nào thì xuân phân sẽ xảy ra trong những năm tiếp theo? Độ dài ngày và đêm của ngày này là bao nhiêu? Mùa xuân thiên văn bắt đầu từ thời điểm xuân phân. Nó sẽ tiếp tục cho đến ngày nào trong năm 2005?

Vào ngày 2 tháng 1 năm 2005, Trái Đất ở điểm cận nhật, cách Mặt Trời 14,7 triệu km. Khi nào (xấp xỉ) Trái đất sẽ ở điểm viễn nhật? Vẽ hình giải thích

Khi nào Mặt trăng có thể mọc cao hơn đường chân trời vào mùa hè hay mùa đông và tại sao? Và đến độ cao nào?

MỤC TIÊU CỦA DU LỊCH QUẬN OLYMPIAD THÀNH PHỐ

Vào ngày 2 tháng 1 năm 2005, Trái Đất ở điểm cận nhật, cách Mặt Trời 14,7 triệu km. Khi nào (xấp xỉ) Trái đất sẽ ở điểm viễn nhật? Vẽ hình giải thích. Tại sao điểm viễn nhật không trùng với điểm đông chí và điểm cận nhật không trùng với điểm hạ chí?
Phương tiện liên hành tinh quay quanh Trái đất theo quỹ đạo tròn thấp nằm trong mặt phẳng hoàng đạo. Con tàu này phải tăng tốc độ tối thiểu bao nhiêu để nó có thể đi nghiên cứu các vật thể trong Vành đai Kuiper mà không cần điều động và bật động cơ thêm?
Hôm qua, từ khu vực châu Âu của Nga, người ta đã có thể quan sát sự bắt đầu của một loạt các lần che khuất mặt trăng ở Antares trong năm học này (4 tháng 2, 3 tháng 3, 30 tháng 3, 26 tháng 4, 24 tháng 3, 24 tháng 5, 20 tháng 6 năm 2005). Sự che khuất các ngôi sao của Mặt trăng xảy ra theo cách mà người quan sát nhìn thấy sự biến mất của một ngôi sao ở rìa phía đông của đĩa mặt trăng và sự xuất hiện trở lại của nó ở rìa phía tây.

Tại sao sự che khuất mặt trăng của các ngôi sao lại xảy ra theo cách này và với tần suất như vậy? Vì mục đích khoa học nào mà việc quan sát sự che khuất của các ngôi sao trên mặt trăng được thực hiện vào thế kỷ 18 và chúng được thực hiện vì mục đích khoa học nào trong thế kỷ 21?

VỀ Thiên văn học và VẬT LÝ KHÔNG GIAN 2005 lớp 5-6

Được biết, có thể xác định các hướng chính theo chiều kim đồng hồ. Làm thế nào điều này có thể được thực hiện ở Moscow, trên đường xích đạo và ở Úc?

Ở vĩ độ của chúng ta, một nửa góc giữa 12 và kim giờ hướng về phía Mặt trời chỉ về phía nam, ở Úc nó chỉ về phía bắc. Phương pháp này không áp dụng được ở đường xích đạo. (Tính đến thời gian nghỉ thai sản thì lấy số 1, thời gian nghỉ thai sản vào mùa hè lấy số 2).

Hai lần một năm, vào những ngày xuân phân, thu phân, Mặt trời hầu như mọc đúng ở phương Đông. Độ dài ngày và đêm của ngày này ở Moscow là bao nhiêu? Từ bán cầu nào của bầu trời đầy sao (thiên cầu) Mặt trời di chuyển vào bán cầu nào?

Ngày nay, trên khắp Trái đất, Mặt trời di chuyển trên bầu trời từ lúc bình minh đến lúc hoàng hôn gần như đúng 12 giờ (không tính đến khúc xạ) và do đó, ở Moscow (và mọi nơi ở Nga), độ dài ngày và đêm là như nhau.

Xuân phân xảy ra khi Mặt trời đi từ bán cầu nam thiên cầu ở phía bắc. Điều này thường xảy ra vào khoảng ngày 21 tháng 3. Điểm phân mùa thu xảy ra khi Mặt trời di chuyển từ bán cầu bắc của thiên cầu về phía nam, thường là vào ngày 23 tháng 9.

Bầu trời ban ngày có màu đen, xanh và đỏ trên hành tinh nào?

Sao Thủy, Trái Đất và Sao Hỏa. Học sinh lớp 5–6 có thể không đưa ra lời giải thích đầy đủ.

Thực tế không có bầu khí quyển trên Sao Thủy, không có sự tán xạ ánh sáng và bầu trời có màu đen. Trên Trái đất, bầu trời có màu xanh lam do sự tán xạ ánh sáng mặt trời bởi các phân tử không khí, với tia xanh lam bị tán xạ nhiều hơn tia đỏ. Trên sao Hỏa, do những cơn bão bụi mạnh, bầu khí quyển bão hòa những hạt bụi cực nhỏ có màu đỏ giống như đất.

Khi nào Mặt trăng có thể mọc cao hơn đường chân trời vào mùa hè hay mùa đông và tại sao? Và khi nào Mặt trăng thấp hơn đường chân trời ở Moscow? Mùa hè hay mùa đông và tại sao?

h = 90     = 57

Vĩ độ của Moscow là ở đâu  =56.

Hệ mặt trời bao gồm nhiều loại vật thể không gian– sao chổi, Mặt trời, vành đai tiểu hành tinh thứ nhất, các vật thể trong vành đai Kuiper, đám mây Oort, các hành tinh. Vẽ bản vẽ cấu trúc của hệ mặt trời.

Học sinh chỉ ra rằng ngoài quỹ đạo của Sao Hải Vương có vành đai Kuiper và đám mây Oort, học sinh chỉ đúng vị trí số 9 hành tinh lớn(Sao Thủy, Sao Kim, Trái Đất, Sao Hỏa, Sao Mộc, Sao Thổ, Sao Thiên Vương, Sao Hải Vương và Sao Diêm Vương), số điểm tăng lên.

GIẢI PHÁP CHO VẤN ĐỀ CỦA DU LỊCH QUẬN THÀNH PHỐ OLYMPIAD

VỀ Thiên văn học và VẬT LÝ KHÔNG GIAN 2005 lớp 7-8

Năm 2004, điểm xuân phân không diễn ra vào ngày 21 tháng 3 như thường lệ mà vào ngày 20 tháng 3 lúc 06:49 UT (Giờ quốc tế). Vì lúc này chúng ta chưa chuyển sang giờ mùa hè nên lúc này là 09:49. Mátxcơva. Tại sao điều này lại xảy ra? Khi nào thì xuân phân sẽ xảy ra trong những năm tiếp theo? Độ dài ngày và đêm của ngày này là bao nhiêu? Mùa xuân thiên văn bắt đầu từ thời điểm xuân phân. Nó sẽ tiếp tục cho đến ngày nào trong năm 2005?

Điểm phân xuất hiện sớm là do năm 2004 là năm nhuận và “ngày thêm” vào ngày 29 tháng 2 đã làm thay đổi ngày điểm phân. Trong ba năm tới mọi thứ sẽ trở lại vị trí của nó và sau đó nó sẽ lặp lại.

Ngày nay, trên khắp Trái đất, Mặt trời di chuyển trên bầu trời từ lúc bình minh đến lúc hoàng hôn gần như đúng 12 giờ (không tính đến khúc xạ) và do đó, độ dài ngày và đêm ở mọi nơi đều như nhau.

Từ thời điểm xuân phân, mùa xuân thiên văn bắt đầu, kéo dài cho đến ngày hạ chí, năm 2005 sẽ đến vào ngày 21 tháng 6.

Tại sao toàn pha nhật thực kéo dài ít hơn nhiều so với tổng pha của nguyệt thực.

Mặt trời bị Mặt trăng che phủ gọi là nhật thực . Nếu đĩa Mặt trời bị đĩa Mặt trăng che phủ hoàn toàn thì nhật thực được gọi là hoàn thành. Nhật thực toàn phần chỉ có thể được nhìn thấy ở những khu vực trên Trái đất mà bóng của Mặt trăng đi qua. Đường kính của bóng không vượt quá 270 km nên nhật thực toàn phần chỉ có thể nhìn thấy được trên một khu vực nhỏ trên bề mặt trái đất.

Trong thời gian đầy đủ nguyệt thực Mặt Trăng hoàn toàn biến mất trong hình nón của bóng Trái Đất. Pha toàn phần của nguyệt thực kéo dài (giờ) lâu hơn nhiều so với pha toàn phần của nhật thực (phút).

Vào ngày 2 tháng 1 năm 2005, Trái đất ở điểm cận nhật, ở khoảng cách 14,7 triệu km tính từ Mặt trời. Khi nào (xấp xỉ) Trái đất sẽ ở điểm viễn nhật? Vẽ hình giải thích.

Một vết đen mặt trời nằm gần xích đạo (chu kỳ quay là 25 ngày) sẽ vượt qua một vết đen mặt trời khác nằm ở vĩ độ 30 độ (chu kỳ 26,3 ngày) trong một vòng quay là bao nhiêu độ?

Đầu tiên hãy để cả hai điểm nằm trên kinh tuyến trung tâm của Mặt trời, tức là đường nối cả hai cực và đi qua tâm nhìn thấy được. Nếu một điểm có vĩ độ lớn quay chậm hơn thì hãy để nó trở lại kinh tuyến trung tâm sau 26,3 ngày. Điều này có nghĩa là điểm nằm trên đường xích đạo sẽ vượt qua điểm đầu tiên một vòng cung và nó sẽ đi qua điểm đó sau 1,3 ngày nữa. Trong một ngày, vết đen xích đạo đi qua một vòng cung
.

Sau 1,3 ngày, điểm xích đạo sẽ dịch chuyển 14,41,3=18,7.

Hãy vẽ cách bạn tưởng tượng về Thiên hà của chúng ta. Những đối tượng nào được bao gồm trong đó? Mặt trời của chúng ta nằm ở đâu?

Hình vẽ phải phản ánh rằng Thiên hà của chúng ta là một thiên hà xoắn ốc. Kích thước gần đúng của Thiên hà và khoảng cách từ Mặt trời đến tâm Thiên hà phải được duy trì ở một tỷ lệ thích hợp. Sẽ rất tốt nếu bức ảnh hiển thị các cụm hình cầu. Các cụm mở và các đám mây phân tử khổng lồ không được hiển thị trong hình. ở quy mô này, nhưng có thể được liệt kê. Nhiều loại sao khác nhau (sao dãy chính, sao khổng lồ, sao siêu khổng lồ, sao lùn trắng, sao neutron), khí liên sao, bụi liên sao có thể được liệt kê, nhưng những vật thể này không được phản ánh trong hình.

GIẢI PHÁP CHO VẤN ĐỀ CỦA DU LỊCH QUẬN THÀNH PHỐ OLYMPIAD

VỀ Thiên văn học và VẬT LÝ KHÔNG GIAN 2005, lớp 9-10

Các mùa trong năm trên Trái Đất thay đổi “ngược pha” (ở Bắc bán cầu là mùa hè, ở Nam bán cầu là mùa đông). Giả sử rằng một hành tinh giả định quay quanh Mặt trời theo một quỹ đạo hình elip có độ dài lớn, bán trục lớn của nó cũng bằng 1 AU và trục quay vuông góc với mặt phẳng quỹ đạo của nó. Các mùa thay đổi như thế nào? Khí hậu sẽ thay đổi như thế nào so với khí hậu Trái đất?

Trên một hành tinh như vậy, sự thay đổi các mùa sẽ diễn ra đồng bộ chứ không phải ngược pha như trên Trái đất hay Sao Hỏa. Gần điểm cận nhật trên toàn bộ hành tinh, ở cả hai bán cầu, đồng thời sẽ có một mùa đông có điều kiện, và gần điểm cận nhật sẽ có một mùa hè có điều kiện. “Có điều kiện”, bởi vì theo thuật ngữ được chấp nhận rộng rãi sẽ có mùa đông vĩnh cửu ở hai cực của một hành tinh như vậy... Khi đó, các mùa, chỉ phụ thuộc vào dòng nhiệt, sẽ chỉ được xác định trên toàn bộ hành tinh bởi vị trí của nó trên quỹ đạo, có nghĩa là chúng sẽ thay đổi đồng bộ ở mọi nơi. Khí hậu trên một hành tinh như vậy dù có cùng bán trục a = 1 AU nhưng sẽ khắc nghiệt hơn, mùa đông sẽ lạnh hơn và dài hơn theo định luật thứ hai Kepler (cả đường đi dài hơn và tốc độ chậm hơn).

Khi nào Mặt trăng có thể mọc cao hơn đường chân trời vào mùa hè hay mùa đông và tại sao? Và khi nào Mặt trăng thấp hơn đường chân trời ở Moscow? Mùa hè hay mùa đông và tại sao?

Di chuyển dọc theo đường hoàng đạo, Mặt trời càng ngày càng xa xích đạo cực bắc hòa bình vào ngày 22 tháng 6. Điều này tương ứng với điểm hạ chí  - cung Cự Giải. Vào ngày này, Mặt trời có xích vĩ cực đại vào khoảng  =+23. Vào ngày này ở Moscow (và ở Bắc bán cầu), Mặt trời ở vị trí cao nhất trên đường chân trời. Bạn cũng có thể tính chiều cao của Mặt trời so với đường chân trời vào ngày 22 tháng 6 bằng cách sử dụng công thức chiều cao của các ngôi sao ở đỉnh cao

h = 90     = 57

Vĩ độ của Moscow là ở đâu  =56.

Ngày 22 tháng 12 Mặt trời ở vị trí thấp nhất phía trên đường chân trời ở Moscow. Ngày là dài nhất. Điểm đông chí  là cung Ma Kết - tại đó Mặt Trời có xích vĩ tối thiểu   =  23. Độ cao của Mặt trời so với đường chân trời là khoảng 11.

Góc giữa mặt phẳng quỹ đạo của Mặt Trăng và mặt phẳng hoàng đạo là 5°. Độ cao tối đa của Mặt trăng so với đường chân trời vào tháng 6 là 62. Chiều cao tối thiểu Mặt Trăng phía trên đường chân trời - 6.

Tên của các điểm trên thiên cầu mà tại đó đường hoàng đạo cắt đường xích đạo thiên cầu là gì? Điều này tương ứng với ngày nào? Ngày và đêm ở Moscow vào thời điểm này kéo dài bao nhiêu giờ? Những điểm này là những chòm sao nào vào 2000 năm trước và hiện tại chúng thuộc những chòm sao nào và tại sao?

Hai điểm trên thiên cầu mà tại đó đường hoàng đạo cắt đường xích đạo thiên cầu. Di chuyển từ bán cầu nam đến phía bắc, Mặt trời đi qua điểm xuân phân vào ngày 20 hoặc 21 tháng 3 và quay trở lại điểm phân mùa thu vào ngày 22 hoặc 23 tháng 9. Ngày nay, trên khắp Trái đất, Mặt trời di chuyển trên bầu trời từ lúc bình minh đến lúc hoàng hôn gần như đúng 12 giờ (không tính đến khúc xạ) và do đó, độ dài ngày và đêm ở mọi nơi đều như nhau. Qua điểm xuân phân (tên cũ - “điểm xuân” hoặc “điểm xuất phát của Bạch Dương”, ký hiệu ) vượt qua kinh tuyến gốc trong hệ tọa độ hoàng đạo và xích đạo. Khoảng 2000 năm trước, vào thời Hipparchus, điểm này nằm trong chòm sao Bạch Dương. Do tuế sai, nó đã di chuyển khoảng 20 o về phía tây và hiện nằm trong chòm sao Song Ngư. Điểm thu phân trước đây thuộc cung Thiên Bình (ký hiệu ), còn bây giờ thuộc cung Xử Nữ.

Hai trạm liên hành tinh tự động (AIS) có khối lượng bằng nhau thực hiện hạ cánh nhẹ nhàng: trạm đầu tiên trên Sao Kim, trạm thứ hai trên Sao Hỏa. Trên hành tinh nào - Trái đất, Sao Kim hay Sao Hỏa - những AMC này có trọng lượng lớn nhất? Gia tốc trọng trường trên Trái đất và Sao Kim được coi là như nhau và trên Sao Hỏa g = 3,7 m/s 2 .

Trọng lượng lớn nhất sẽ ở trên Trái đất. Trọng lượng của AMS trên Sao Kim sẽ nhỏ hơn trên Trái đất do bầu khí quyển dày đặc (định luật Archimedes). Trên sao Hỏa, AMS sẽ có trọng lượng nhẹ nhất.

Hai sao neutron quay quanh một khối tâm chung theo quỹ đạo tròn với chu kỳ 7 giờ. Chúng nằm ở khoảng cách bao nhiêu nếu khối lượng của chúng lớn hơn khối lượng Mặt trời 1,4 lần? Khối lượng của Mặt Trời M  = 2·10 30 kg.

Các ngôi sao cách nhau 2R. F gr. = G

Mặt khác F =

= 310 6 m, nhỏ hơn kích thước Trái đất.

MỤC TIÊU CỦA DU LỊCH QUẬN OLYMPIAD THÀNH PHỐ

VỀ Thiên văn học và VẬT LÝ KHÔNG GIAN 2005 lớp 11

Khi nào Mặt trăng mọc cao nhất trên đường chân trời vào mùa hè hay mùa đông và tại sao? Và khi nào Mặt trăng thấp nhất trên đường chân trời ở Moscow? Mùa hè hay mùa đông và tại sao?

Di chuyển dọc theo đường hoàng đạo, Mặt trời di chuyển xa nhất từ xích đạo về phía thiên cực bắc vào ngày 22 tháng 6. Điều này tương ứng với điểm hạ chí  - cung Cự Giải. Vào ngày này Mặt Trời có xích vĩ cực đại vào khoảng  = + 23. Vào ngày này ở Moscow (và ở Bắc bán cầu), Mặt trời ở vị trí cao nhất trên đường chân trời. Bạn cũng có thể tính chiều cao của Mặt trời so với đường chân trời vào ngày 22 tháng 6 bằng cách sử dụng công thức chiều cao của các ngôi sao ở đỉnh cao

h = 90     = 57

Vĩ độ của Matxcova là ở đâu   = 56.

Ngày 22 tháng 12 Mặt trời ở vị trí thấp nhất phía trên đường chân trời ở Moscow. Ngày là dài nhất. Điểm đông chí  là cung Ma Kết. Trong đó Mặt Trời có xích vĩ tối thiểu  =  23. Độ cao của Mặt trời so với đường chân trời là khoảng 11.

Góc giữa mặt phẳng quỹ đạo của Mặt Trăng và mặt phẳng hoàng đạo là 5°. Độ cao tối đa của Mặt trăng so với đường chân trời vào tháng 6 là 62. Độ cao tối thiểu của Mặt trăng so với đường chân trời là 6.

Vào ngày 2 tháng 1 năm 2005, Trái đất ở điểm cận nhật, ở khoảng cách 14,7 triệu km tính từ Mặt trời. Khi nào (xấp xỉ) Trái đất sẽ ở điểm viễn nhật? Vẽ hình giải thích. Tại sao điểm viễn nhật không trùng với điểm hạ chí và điểm cận nhật không trùng với điểm đông chí?

Trái đất sẽ ở điểm viễn nhật vào ngày 5 tháng 7 năm 2005, ở khoảng cách 152,1 triệu km tính từ Mặt trời.

Một bản vẽ là cần thiết.

Trên hành tinh nào Sao Thủy hoặc Sao Hỏa sẽ có một vật thể rơi tự do bay xa hơn trong 10 giây? Khối lượng của Thủy ngân là 0,055 M, bán kính 0,38 R. Khối lượng của Sao Hỏa là 0,107 M, bán kính là 0,53 R.

Giải pháp.

Khi rơi tự do, vật đi được quãng đường bằng
, trong đó g là gia tốc rơi tự do.

Ta tính gia tốc rơi tự do theo công thức

Thay thế các giá trị khối lượng và bán kính, chúng ta thu được g của Sao Thủy = g của Sao Hỏa = 3,8 m/s 2 , do đó một vật thể rơi tự do trên cả hai hành tinh sẽ bay cùng một khoảng cách mà không tính đến ma sát khí quyển.

Tàu vũ trụ liên hành tinh quay quanh Trái đất theo quỹ đạo tròn thấp,
nằm trong mặt phẳng hoàng đạo. Tăng tốc độ tối thiểu là gì
cần phải cung cấp cho con tàu này khả năng hoạt động mà không cần các thao tác tiếp theo và
bật động cơ và nghiên cứu các vật thể trong Vành đai Kuiper?
Giải pháp.

Vành đai Kuiper nằm ở khu vực bên ngoài của Hệ Mặt trời.
và để đến được đó từ vùng lân cận Trái đất, bộ máy phải phát triển
thứ hai vận tốc thoát so với Mặt trời, bằng 42,1 km/s. Nhưng
Bản thân Trái đất chuyển động so với Mặt trời với tốc độ 29,8 km/s và
tốc độ của xe so với Trái đất sau khi vượt qua lực hấp dẫn của nó
có thể bằng mọi thứ bạn= 12,3 km/s. Trước khi rời khỏi trường hấp dẫn
Trái đất, ở gần bề mặt của nó, tốc độ của thiết bị sẽ
bình đẳng

= 16,6 km/s ( V. Vận tốc thoát 2 giây
đối với Trái đất, bằng 11,2 km/s).

Chuyển động theo quỹ đạo tròn, thiết bị có vận tốc thoát đầu tiên V. 1 bằng 7,9 km/s. Do đó, tốc độ tăng tối thiểu

(khi thiết bị di chuyển cùng hướng với Trái đất) bằng

V. = V. 3 - V. 1 = 8,7 km/s.

Một ngôi sao siêu khổng lồ có độ sáng 10.000 L lớn hơn ngôi sao dãy chính bao nhiêu lần nếu nhiệt độ của chúng bằng 5800?

Giải pháp.

Một ngôi sao thuộc dãy chính có nhiệt độ 5800 là Mặt trời. Độ sáng của mặt trời L  =1.

L = T 4 4R 2 .

Nhiệt độ của chúng bằng nhau.

Bán kính của siêu khổng lồ 100 lần đến từ đâu lớn hơn bán kính dãy sao chính (Mặt trời).

Dịch thuật

Lõi của một ngôi sao neutron ở trạng thái cực đoan đến mức các nhà vật lý không thể đồng ý về những gì đang diễn ra bên trong nó. Nhưng một thí nghiệm không gian mới – và một số sao neutron va chạm – có thể cho thấy liệu neutron có thể vỡ ra hay không

Cảnh báo bắt đầu đến vào sáng sớm ngày 17 tháng 8. Sóng hấp dẫn sinh ra do sự va chạm của hai sao neutron - lõi dày đặc của các ngôi sao chết - đã cuốn trôi Trái đất. Hơn 1.000 nhà vật lý tại đài thiên văn aLIGO (Đài quan sát sóng hấp dẫn giao thoa kế laser tiên tiến) gấp rút giải mã các dao động trong không-thời gian lăn qua các máy dò như một tiếng sấm kéo dài. Hàng ngàn nhà thiên văn học tranh giành quyền chứng kiến ánh hào quang. Tuy nhiên, toàn bộ vụ náo động đã chính thức được giữ bí mật. Việc thu thập dữ liệu và viết bài báo khoa học là cần thiết. Thế giới bên ngoài đáng lẽ không được biết về điều này trong hai tháng nữa.

Ngoài việc quan sát các va chạm với LIGO, các nhà vật lý thiên văn còn phát triển các phương pháp sáng tạo để thăm dò sao neutron. Nhiệm vụ là tìm ra bất kỳ thuộc tính nào của các lớp bên trong của nó. Nhưng tín hiệu LIGO và những tín hiệu tương tự khác – phát ra từ hai ngôi sao neutron quay quanh một khối tâm chung, bị hút vào nhau và cuối cùng đâm vào nhau – đưa ra một cách tiếp cận hoàn toàn mới cho vấn đề.

Vật chất lạ

Sao neutron là lõi bị nén của một ngôi sao lớn, là loại than rất đặc còn sót lại từ siêu tân tinh. Khối lượng của nó tương đương với mặt trời, nhưng nó bị nén lại bằng kích thước của một thành phố. Do đó, các sao neutron đóng vai trò là nơi chứa vật chất dày đặc nhất trong Vũ trụ - "vật chất cuối cùng ở rìa lỗ đen", Mark Alford, nhà vật lý tại Đại học Washington ở St. Louis, cho biết.

Lõi phi thường của một ngôi sao neutron. Các nhà vật lý vẫn đang thảo luận chính xác bên trong nó có gì. Dưới đây là một số ý tưởng cơ bản.

Lý thuyết truyền thống

Khí quyển - các nguyên tố nhẹ như hydro và heli
Lớp vỏ ngoài - ion sắt
Lớp bên trong là mạng lưới các ion
Lõi ngoài - các ion giàu neutron trong biển neutron tự do

Có gì bên trong?

Trong hạt nhân quark, neutron phân tách thành các quark lên và quark xuống.
Trong siêu âm có neutron bao gồm các quark lạ.
Trong kaon, các hạt hai quark với một quark lạ.

Các nhà lý thuyết tranh luận về điều gì xảy ra tiếp theo khi mật độ bắt đầu cao gấp 2-3 lần mật độ của hạt nhân nguyên tử bình thường. Theo quan điểm của vật lý hạt nhân, sao neutron có thể chỉ bao gồm các proton và neutron, tức là các nucleon. James Lattimer, nhà vật lý thiên văn tại Đại học Stony Brook, cho biết: “Mọi thứ đều có thể được giải thích bằng những biến thể của nucleon”.

Các nhà vật lý thiên văn khác lại nghĩ khác. Nucleon không phải là hạt cơ bản. Chúng bao gồm ba quark [ - khoảng. dịch thuật]. Dưới áp suất cực kỳ mạnh, quark có thể hình thành một trạng thái mới - vật chất quark. David Blaschke, nhà vật lý tại Đại học Wroclaw ở Ba Lan, cho biết: “Nuclon không phải là quả bóng bi-a. “Chúng trông giống quả anh đào hơn. Bạn có thể ép chúng một chút, nhưng đến một lúc nào đó bạn sẽ nghiền nát chúng.”

Nhưng trong nhiều thập kỷ, lĩnh vực nghiên cứu này đã đi vào ngõ cụt. Các nhà lý thuyết đã đưa ra ý tưởng về những gì có thể xảy ra bên trong các sao neutron, nhưng những môi trường này khắc nghiệt và xa lạ đến mức các thí nghiệm trên Trái đất không thể tái tạo lại các điều kiện cần thiết. Tại Phòng thí nghiệm quốc gia Brookhaven và CERN, các nhà vật lý cho các hạt nhân nặng như vàng và chì va vào nhau. Điều này tạo ra một trạng thái vật chất giống như một món súp hạt trong đó có các quark tự do, được gọi là plasma quark-gluon. Nhưng chất này hóa ra rất hiếm, không đậm đặc và nhiệt độ hàng tỷ hoặc hàng nghìn tỷ độ của nó hóa ra cao hơn nhiều so với nhiệt độ bên trong của một ngôi sao neutron, bên trong có nhiệt độ tương đối mát hàng triệu độ.

Lựa chọn duy nhất là nghiên cứu chính các sao neutron. Thật không may, chúng rất xa, mờ và rất khó đo được bất cứ thứ gì ngoài những đặc tính cơ bản nhất của chúng. Tệ hơn nữa, cơ chế vật lý thú vị nhất lại diễn ra bên dưới bề mặt của chúng. Alford nói: “Tình huống này giống như một phòng thí nghiệm nơi điều gì đó kỳ diệu đang diễn ra, trong khi tất cả những gì bạn có thể nhìn thấy là ánh sáng từ cửa sổ của nó”.

Nhưng với một thế hệ thí nghiệm mới, các nhà lý thuyết cuối cùng có thể sớm có được cái nhìn rõ ràng về nó.

Thiết bị NICER ngay trước khi phóng lên ISS. Nó theo dõi phát xạ tia X từ các sao neutron

Mềm hay cứng?

Bất cứ thứ gì có trong lõi của sao neutron - quark tự do, ngưng tụ kaon, hyperon hay nucleon cũ - vật liệu này phải chống lại lực hấp dẫn lớn hơn lực hấp dẫn của mặt trời. Nếu không, ngôi sao sẽ sụp đổ thành một lỗ đen. Nhưng những vật liệu khác nhau có thể bị trọng lực nén đến những mức độ khác nhau, điều này quyết định trọng lượng tối đa có thể có của một ngôi sao đối với một kích thước vật lý nhất định.

Trong số các sao neutron, sao dễ cân nhất là sao xung: các sao neutron quay nhanh có chùm tia vô tuyến xuyên qua Trái đất sau mỗi vòng quay. Khoảng 10% trong số 2500 ẩn tinh đã biết thuộc về hệ nhị phân. Khi các ẩn tinh này chuyển động, các xung truyền tới Trái đất của chúng đều thay đổi, tiết lộ chuyển động của các ẩn tinh và vị trí của chúng trong quỹ đạo của chúng. Và khi biết các quỹ đạo, các nhà thiên văn học có thể sử dụng định luật Kepler và các hiệu chỉnh bổ sung của Einstein và Thuyết tương đối rộng để tìm khối lượng của các cặp này.

Feryal Ozel, nhà vật lý thiên văn tại Đại học Arizona, đã thực hiện các phép đo cho thấy lõi của các sao neutron chứa vật chất lạ.

Với bán kính, mọi thứ phức tạp hơn một chút. Các nhà vật lý thiên văn như Feryal Özel thuộc Đại học Arizona đã phát triển nhiều kỹ thuật khác nhau để tính toán kích thước vật lý của sao neutron bằng cách quan sát tia X phát ra từ bề mặt của chúng. Đây là một cách: Bạn có thể đo tổng lượng phát xạ tia X, sử dụng nó để ước tính nhiệt độ bề mặt và sau đó tính toán kích thước của một ngôi sao neutron có khả năng phát ra các sóng như vậy (điều chỉnh cách chúng uốn cong do trọng lực). Bạn cũng có thể tìm kiếm các điểm nóng trên bề mặt sao neutron liên tục xuất hiện và biến mất khỏi tầm nhìn. Trường hấp dẫn mạnh của ngôi sao sẽ làm thay đổi xung ánh sáng dựa trên những điểm nóng này. Khi bạn hiểu được trường hấp dẫn của một ngôi sao, bạn có thể tái tạo lại khối lượng và bán kính của nó.

James Latimer, nhà vật lý thiên văn tại Đại học Stony Brook, lập luận rằng neutron vẫn còn nguyên vẹn trong lõi của các sao neutron.

Cả hai bên đối địch đều tin rằng tranh chấp của họ sẽ sớm được giải quyết. Tháng 6 năm ngoái, sứ mệnh thứ 11 của SpaceX đã chuyển một chiếc hộp nặng 372 kg tới ISS chứa kính viễn vọng tia X Nhà thám hiểm Thành phần Nội thất sao neutron (NICER). Naiser, hiện đang thu thập dữ liệu, được thiết kế để xác định kích thước của các sao neutron bằng cách nghiên cứu các điểm nóng trên bề mặt của chúng. Thí nghiệm sẽ tạo ra những phép đo tốt hơn về bán kính của các sao neutron, đếm các ẩn tinh có khối lượng đã được đo.

Blaschke nói: “Tất cả chúng tôi đều thực sự mong đợi kết quả. Việc đo chính xác khối lượng và bán kính của ngay cả một ngôi sao neutron sẽ ngay lập tức loại bỏ nhiều lý thuyết hợp lý mô tả cấu trúc bên trong của nó và chỉ còn lại những lý thuyết đưa ra tỷ lệ kích thước trên trọng lượng nhất định.

Và bây giờ LIGO cũng đã tham gia thí nghiệm.

Khi hai lỗ đen chuyển động xoắn ốc với nhau, chúng tỏa năng lượng quỹ đạo vào không-thời gian dưới dạng sóng hấp dẫn. Nhưng trong giây cuối cùng của tín hiệu 90 giây mới mà LIGO nhận được, mỗi vật thể đều trải qua một điều mà lỗ đen không trải qua: nó bị biến dạng. Cặp vật thể bắt đầu kéo dài và nén vật chất của nhau, tạo ra các sóng loại bỏ năng lượng khỏi quỹ đạo của chúng. Điều này khiến chúng va chạm nhanh hơn mức bình thường.

Sau nhiều tháng làm việc điên cuồng với mô phỏng máy tính, nhóm của Reed tại LIGO đã công bố phép đo đầu tiên về tác động của các sóng này lên tín hiệu. Hiện tại, nhóm chỉ có giới hạn trên - có nghĩa là tác động của sóng là yếu hoặc thậm chí đơn giản là không thể nhận thấy. Điều này có nghĩa là các sao neutron có kích thước nhỏ về mặt vật lý và vật chất của chúng được giữ quanh tâm ở trạng thái rất đậm đặc, điều này ngăn cản sự giãn nở thủy triều của nó. Reed nói: “Tôi nghĩ phép đo đầu tiên thông qua sóng hấp dẫn đã xác nhận điều mà các quan sát tia X nói lên”. Nhưng đây không phải là kết thúc. Cô hy vọng rằng việc mô hình hóa cùng một tín hiệu phức tạp hơn sẽ tạo ra ước tính chính xác hơn.

Nhưng, trong mọi trường hợp, chỉ cần biết sự chuyển pha của vật chất xảy ra ở thời điểm nào và nó biến thành gì là một nhiệm vụ xứng đáng, Alford tin tưởng. “Nói chung, nghiên cứu các tính chất của vật chất tồn tại trong các điều kiện khác nhau là vật lý học là gì,” ông nói.