როგორ გააკეთოთ საათი არდუინოზე. საათი Arduino-ზე RTC მოდულის გამოყენების გარეშე. Arduino ბიბლიოთეკა DS1307-თან მუშაობისთვის

გაფრთხილებები 17 აგვისტოს დილიდან დაიწყო. ორი ნეიტრონული ვარსკვლავის - მკვდარი ვარსკვლავების მკვრივი ბირთვების - შეჯახების შედეგად წარმოქმნილმა გრავიტაციულმა ტალღებმა გამორეცხა დედამიწა. 1000-ზე მეტმა ფიზიკოსმა aLIGO-ში (Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) მიიჩქაროდა სივრც-დროის ვიბრაციების გაშიფვრა, რომლებიც დეტექტორებში ჭექა-ქუხილის გრძელი ტაშივით შემოვიდა. ათასობით ასტრონომი იბრძოდა შემდგომი შუქის ხილვის უფლებისთვის. თუმცა, მთელი არეულობა ოფიციალურად გასაიდუმლოებული იყო. საჭირო იყო მონაცემების შეგროვება და ჩაწერა სამეცნიერო ნაშრომები. გარე სამყაროამის შესახებ კიდევ ორი ​​თვე არ უნდა გამეგო.

ამ მკაცრმა აკრძალვამ უხერხულ მდგომარეობაში ჩააგდო ჯოსლინ რიდი და კატერინო ჩაციოანუ, LIGO თანამშრომლობის ორი წევრი. 17 დღის შუადღისას მათ უნდა გამართავდნენ კონფერენცია, რომელიც მიეძღვნა კითხვას, თუ რა ხდება ნეიტრონული ვარსკვლავის ინტერიერის წარმოუდგენელ პირობებში. და მათი თემა იყო ზუსტად როგორ უნდა მოხდეს ორი ნეიტრონული ვარსკვლავის შერწყმა. „ჩვენ გამოვედით შესვენებაზე, დავსხედით და ერთმანეთს ვუყურებდით“, - ამბობს რიდი, პროფესორი Cal State Fullerton-ში. "მაშ როგორ გავაკეთოთ ეს?"

ათწლეულების განმავლობაში ფიზიკოსები მსჯელობდნენ, შეიცავს თუ არა ნეიტრონული ვარსკვლავები მატერიის ახალ ტიპებს, რომლებიც იქმნება მაშინ, როდესაც ვარსკვლავი არღვევს პროტონებისა და ნეიტრონების ჩვეულებრივ სამყაროს და ქმნის ახალ ურთიერთქმედებას კვარკებსა და სხვა ეგზოტიკურ ნაწილაკებს შორის. ამ კითხვაზე პასუხი ასევე ნათელს მოჰფენს სუპერნოვას გარშემო არსებულ ასტრონომიულ საიდუმლოებებს და ისეთი მძიმე ელემენტების გამოჩენას, როგორიცაა ოქრო.

LIGO-სთან შეჯახების დაკვირვების გარდა, ასტროფიზიკოსები ქმნიდნენ კრეატიულ მეთოდებს ნეიტრონული ვარსკვლავის გამოსაკვლევად. ამოცანაა გაარკვიოს მისი შიდა ფენების ნებისმიერი თვისება. მაგრამ სიგნალი, რომელიც მოდის LIGO-ს და მის მსგავს სხვა სიგნალებს - ასხივებს ორბიტაზე მოძრავი ორი ნეიტრონული ვარსკვლავის მიერ. ზოგადი ცენტრიმასები იზიდავს ერთმანეთს და საბოლოოდ ეჯახება ერთმანეთს - გთავაზობთ სრულიად ახალი მიდგომაპრობლემას.

უცნაური საკითხი

ნეიტრონული ვარსკვლავი არის მასიური ვარსკვლავის შეკუმშული ბირთვი, სუპერნოვადან დარჩენილი ძალიან მკვრივი ნახშირი. მისი მასა შედარებულია მზის მასასთან, მაგრამ ის შეკუმშულია ქალაქის ზომამდე. ამგვარად, ნეიტრონული ვარსკვლავები სამყაროში მატერიის ყველაზე მკვრივი რეზერვუარების როლს ასრულებენ - „ბოლო მატერია შავი ხვრელის კიდეზე“, ამბობს მარკ ალფორდი, ფიზიკოსი ვაშინგტონის უნივერსიტეტის სენტ-ლუისში.

ასეთ ვარსკვლავში გაბურღვით ჩვენ უფრო ახლოს ვიქნებოდით მეცნიერების უმაღლეს ზღვართან. რამდენიმე სანტიმეტრი ნორმალური ატომები - ძირითადად რკინა და სილიციუმი - დევს ზედაპირზე, როგორც სამყაროს ყველაზე მკვრივი შეწოვა კანფეტის კაშკაშა წითელი საფარი. შემდეგ ატომები იმდენად შეკუმშულია, რომ ისინი კარგავენ ელექტრონებს საერთო ზღვაში. კიდევ უფრო ღრმად, პროტონები იწყებენ გადაქცევას ნეიტრონად, რომლებიც იმდენად ახლოს არიან, რომ ისინი იწყებენ ერთმანეთის გადაფარვას.

ნეიტრონული ვარსკვლავის არაჩვეულებრივი ბირთვი. ფიზიკოსები ჯერ კიდევ განიხილავენ რა არის მის შიგნით. აქ არის რამდენიმე ძირითადი იდეა.

ტრადიციული თეორია

ატმოსფერო - მსუბუქი ელემენტები, როგორიცაა წყალბადი და ჰელიუმი
გარე გარსი - რკინის იონები
შიდა გარსი არის იონების ბადე
გარე ბირთვი - ნეიტრონით მდიდარი იონები თავისუფალი ნეიტრონების ზღვაში

Რა არის შიგნით?

• კვარკის ბირთვში ნეიტრონები იშლება კვარკებად მაღლა და ქვევით.
• ჰიპერონიკაში არის ნეიტრონები, რომლებიც შედგება უცნაური კვარკებისგან.
• კაონის ტიპში არის ორკვარკის ნაწილაკები ერთი უცნაური კვარკით.

თეორეტიკოსები კამათობენ იმაზე, თუ რა მოხდება შემდეგ, როდესაც სიმკვრივე 2-3-ჯერ უფრო მაღალი იქნება ვიდრე ნორმალური ატომის ბირთვის სიმკვრივე. ბირთვული ფიზიკის თვალსაზრისით, ნეიტრონული ვარსკვლავები შეიძლება უბრალოდ შედგებოდეს პროტონებისა და ნეიტრონებისგან, ანუ ნუკლეონებისგან. "ყველაფერი შეიძლება აიხსნას ნუკლეონების ვარიაციებით", - ამბობს ჯეიმს ლატიმერი, ასტროფიზიკოსი სტონი ბრუკის უნივერსიტეტიდან.

სხვა ასტროფიზიკოსები განსხვავებულად ფიქრობენ. ნუკლეონები არ არიან ელემენტარული ნაწილაკები. ისინი შედგება სამი კვარკისგან [ სინამდვილეში, არა - დაახლ. თარგმანი]. წარმოუდგენლად ძლიერი წნევის ქვეშ კვარკებს შეუძლიათ შექმნან ახალი მდგომარეობა - კვარკული მატერია. "ნუკლონები არ არის ბილიარდის ბურთები", - ამბობს პოლონეთის ვროცლავის უნივერსიტეტის ფიზიკოსი დევიდ ბლაშკე. „ისინი უფრო ალუბალს ჰგვანან. შეგიძლიათ ოდნავ გაწუროთ, მაგრამ რაღაც მომენტში დაამტვრევთ“.

მაგრამ ზოგი ფიქრობს, რომ კვარკის ჯემი ძალიან ბევრია მარტივი ვარიანტი. თეორეტიკოსები დიდი ხანია ფიქრობენ, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავის შიგნით შეიძლება აღმოჩნდეს უცხო ნაწილაკების ფენები. ერთად შეკუმშული ნეიტრონების ენერგია შეიძლება გარდაიქმნას უფრო მძიმე ნაწილაკებად, რომლებიც შეიცავენ არა მხოლოდ კვარკებს, რომლებიც ქმნიან პროტონებსა და ნეიტრონებს, არამედ უფრო მძიმე და ეგზოტიკურ უცნაურ კვარკებს.

მაგალითად, ნეიტრონებს შეუძლიათ ადგილი დაუთმონ ჰიპერონებს, სამ კვარკიან ნაწილაკებს, რომლებიც შეიცავს მინიმუმ ერთ უცნაურ კვარკს. IN ლაბორატორიული ექსპერიმენტებიჰიპერონები იქნა მიღებული, მაგრამ ისინი თითქმის მაშინვე გაქრნენ. მათ შეუძლიათ სტაბილურად არსებობდნენ ნეიტრონული ვარსკვლავების შიგნით მილიონობით წლის განმავლობაში.

ალტერნატიულად, ნეიტრონული ვარსკვლავების ფარული სიღრმეები შეიძლება იყოს სავსე კაონებით, რომლებიც ასევე დამზადებულია უცნაური კვარკებისგან, რომლებიც გროვდება მატერიის ერთ ნაჭერად ერთ კვანტურ მდგომარეობაში.

მაგრამ რამდენიმე ათეული წლის განმავლობაში ამ კვლევის სფერო ჩიხში იყო. თეორეტიკოსებმა მოიგონეს იდეები იმის შესახებ, თუ რა შეიძლება მოხდეს ნეიტრონული ვარსკვლავების შიგნით, მაგრამ ეს გარემო იმდენად ექსტრემალური და უცნობია, რომ დედამიწაზე ექსპერიმენტების ხელახლა შექმნა შეუძლებელია. აუცილებელი პირობები. ბრუკჰავენში ეროვნული ლაბორატორიადა CERN-ში ფიზიკოსები ერთმანეთში აჭრიან მძიმე ბირთვებს, როგორიცაა ოქრო და ტყვია. ეს ქმნის მატერიის მდგომარეობას, რომელიც წააგავს ნაწილაკების წვნიანს, რომელშიც თავისუფალი კვარკებია, რომლებიც ცნობილია როგორც კვარკ-გლუონური პლაზმა. მაგრამ ეს ნივთიერება იშვიათია და არა მკვრივი და მისი ტემპერატურა მილიარდობით ან ტრილიონ გრადუსით გაცილებით მაღალია, ვიდრე ნეიტრონული ვარსკვლავის შიგნითა, რომლის შიგნითაც მილიონობით გრადუსიანი შედარებით მაგარი ტემპერატურა სუფევს.

ათწლეულების წინანდელი თეორიაც კი, რომელიც აღწერს კვარკებს და ბირთვებს, „კვანტური ქრომოდინამიკა“ ან QCD, ვერ პასუხობს ამ კითხვებს. შედარებით ცივ და მკვრივ მედიაში QCD-ის შესასწავლად საჭირო გამოთვლები იმდენად საშინლად რთულია, რომ მათი განხორციელება კომპიუტერზეც კი შეუძლებელია. მკვლევარებს რჩებათ ზედმეტი გამარტივებები და ხრიკები.

ერთადერთი ვარიანტია თავად ნეიტრონული ვარსკვლავების შესწავლა. სამწუხაროდ, ისინი ძალიან შორს არიან, ბუნდოვანი და ძალიან რთულია მათი გაზომვა, გარდა მათი ძირითადი თვისებებისა. უფრო უარესი, ყველაზე საინტერესო ფიზიკა ხდება მათი ზედაპირის ქვეშ. „სიტუაცია ჰგავს ლაბორატორიას, რომელშიც რაღაც საოცარი ხდება, — ამბობს ალფორდი, — მაშინ როცა მხოლოდ მისი ფანჯრებიდან შუქი ჩანს“.

მაგრამ ახალი თაობის ექსპერიმენტებით, თეორეტიკოსებმა შესაძლოა მალე კარგად შეხედონ მას.

NICER ინსტრუმენტი ISS-ზე გაშვებამდე. ის აკონტროლებს ნეიტრონული ვარსკვლავების რენტგენის გამოსხივებას

რბილი თუ მყარი?

რაც არ უნდა იყოს ნეიტრონული ვარსკვლავის ბირთვში - თავისუფალი კვარკები, კაონის კონდენსატები, ჰიპერონები ან კარგი ძველი ნუკლეონები - ეს მასალა უნდა გაუძლოს მზის გრავიტაციას უფრო დიდი გამანადგურებელი. წინააღმდეგ შემთხვევაში, ვარსკვლავი შავ ხვრელში დაიშლებოდა. მაგრამ სხვადასხვა მასალებიშეიძლება იყოს შეკუმშული გრავიტაციით სხვადასხვა ხარისხით, რაც განსაზღვრავს ვარსკვლავის მაქსიმალურ შესაძლო წონას მოცემულისთვის ფიზიკური ზომა.

ასტრონომები, რომლებიც იძულებულნი არიან დარჩნენ გარეთ, ხსნიან ამ ჯაჭვს და ცდილობენ გაიგონ, რისგან შედგება ნეიტრონული ვარსკვლავები. და ამისთვის ძალიან კარგი იქნება ვიცოდეთ რამდენად რბილი ან მყარია ისინი შეკუმშვის ქვეშ. ამის გასარკვევად, ასტრონომებმა უნდა გაზომონ სხვადასხვა ნეიტრონული ვარსკვლავის მასა და რადიუსი.

ნეიტრონულ ვარსკვლავებს შორის ყველაზე ადვილი ასაწონი არიან პულსარები: სწრაფად მბრუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავები, რომელთა რადიოსხივი ყოველი შემობრუნებისას გადის დედამიწაზე. 2500 ცნობილი პულსარის დაახლოებით 10% ეკუთვნის ორმაგი სისტემები. როდესაც ეს პულსარები მოძრაობენ, მათი იმპულსები, რომლებიც რეგულარულად უნდა მიაღწიონ დედამიწას, იცვლება, რაც ავლენს პულსარების მოძრაობას და მათ პოზიციას მათ ორბიტაზე. და ორბიტების ცოდნით, ასტრონომებს შეუძლიათ, კეპლერის კანონებისა და აინშტაინის და ფარდობითობის ზოგადი თეორიის დამატებითი შესწორებების გამოყენებით, იპოვონ ამ წყვილების მასები.

ყველაზე დიდი მიღწევა აქამდე იყო მოულოდნელად ჯანმრთელი ნეიტრონული ვარსკვლავების აღმოჩენა. 2010 წელს, ვირჯინიის ეროვნული რადიო ასტრონომიის ობსერვატორიის ჯგუფმა სკოტ რენსომის ხელმძღვანელობით გამოაცხადა, რომ გაზომა პულსარის მასა და აღმოაჩინა, რომ ის ორჯერ აღემატება მზის მასას - ბევრად უფრო დიდი ვიდრე ადრე ნანახი. ზოგს ეჭვიც კი ეპარებოდა ასეთი ნეიტრონული ვარსკვლავების არსებობის შესაძლებლობაში; ეს იწვევს სერიოზულ შედეგებს ატომური ბირთვების ქცევის ჩვენი გაგებისთვის. „ეს არის ერთ-ერთი ყველაზე ხშირად ციტირებული ნაშრომი პულსარების დაკვირვების შესახებ და ეს ყველაფერი ბირთვული ფიზიკოსების დამსახურებაა“, — ამბობს რენსომი.

ნეიტრონული ვარსკვლავების ზოგიერთი მოდელის მიხედვით, რომლებიც ამტკიცებენ, რომ გრავიტაციამ ძლიერად უნდა შეკუმშოს ისინი, ამ მასის ობიექტი შავ ხვრელში უნდა ჩამოვარდეს. კაონის კონდენსატები ამ შემთხვევაში დაზარალდება, რადგან ისინი საკმაოდ რბილია და ასევე არ არის კარგი კვანტური მატერიისა და ჰიპერონების ზოგიერთი ვარიანტისთვის, რომლებიც ასევე ძალიან შემცირდება. გაზომვა დაადასტურა 2013 წელს კიდევ ერთი ნეიტრონული ვარსკვლავის, ორი მზის მასის აღმოჩენით.

ფერიალ ოზელმა, არიზონას უნივერსიტეტის ასტროფიზიკოსმა, ჩაატარა გაზომვები, რომლებიც აჩვენებს, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავების ბირთვები შეიცავს ეგზოტიკურ მატერიას.

რადიუსებთან დაკავშირებით, ყველაფერი ცოტა უფრო რთულია. ისეთი ასტროფიზიკოსები, როგორიცაა ფერიალ ოზელი არიზონას უნივერსიტეტიდან, განვითარდნენ სხვადასხვა ტექნიკანეიტრონული ვარსკვლავების ფიზიკური ზომის გამოთვლა მათი ზედაპირიდან გამომავალი რენტგენის სხივების დაკვირვებით. აქ არის ერთი გზა: თქვენ შეგიძლიათ გაზომოთ რენტგენის სხივების მთლიანი ემისია, გამოიყენოთ იგი ზედაპირის ტემპერატურის შესაფასებლად და შემდეგ გამოთვალოთ ნეიტრონული ვარსკვლავის ზომა, რომელსაც შეუძლია ასეთი ტალღების გამოსხივება (შეასწორეთ, თუ როგორ იხრება ისინი გრავიტაციის გამო). თქვენ ასევე შეგიძლიათ მოძებნოთ ცხელი წერტილები ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირზე, რომლებიც მუდმივად ჩნდებიან და ქრება მხედველობიდან. ვარსკვლავის ძლიერი გრავიტაციული ველი შეცვლის სინათლის პულსებს ამ ცხელ წერტილებზე დაყრდნობით. როგორც კი გაიგებთ ვარსკვლავის გრავიტაციულ ველს, შეგიძლიათ მისი მასა და რადიუსის აღდგენა.

თუ ოზელის ამ გამოთვლებს დავუჯერებთ, გამოვა, რომ მიუხედავად იმისა, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავები შეიძლება საკმაოდ მძიმე იყოს, მათი ზომა დიამეტრის 20-22 კმ-ის ფარგლებშია.

იმის აღიარება, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავები პატარა და მასიურია, „კარგი თვალსაზრისით, ყუთში ჩაგყავს“, ამბობს ოზელი. ის ამბობს, რომ ასე უნდა გამოიყურებოდეს ნეიტრონული ვარსკვლავები, რომლებიც სავსეა ურთიერთქმედების კვარკებით და რომ ნეიტრონის ვარსკვლავებს, რომლებიც მხოლოდ ნუკლეონებისგან შედგებიან, დიდი რადიუსი უნდა ჰქონდეთ.

ჯეიმს ლატიმერი, ასტროფიზიკოსი სტონი ბრუკის უნივერსიტეტიდან, ამტკიცებს, რომ ნეიტრონები ხელუხლებელი რჩება ნეიტრონული ვარსკვლავების ბირთვებში.

მაგრამ ლატიმერს, სხვა კრიტიკოსებთან ერთად, ეჭვი ეპარება რენტგენის გაზომვებში გამოყენებულ ვარაუდებში - მას მიაჩნია, რომ ისინი ხარვეზებია. ის ფიქრობს, რომ მათ შესაძლოა ზედმეტად შეამცირონ ვარსკვლავების რადიუსი.

ორივე მეტოქე მხარე მიიჩნევს, რომ მათი დავა მალე მოგვარდება. გასული წლის ივნისში SpaceX-ის მე-11 მისიამ ISS-ს გადასცა 372 კგ-იანი ყუთი, რომელიც შეიცავს ნეიტრონული ვარსკვლავის ინტერიერის შემადგენლობის Explorer (NICER) რენტგენის ტელესკოპს. Nayser, in მოცემული დრომონაცემთა შემგროვებელი, რომელიც შექმნილია ნეიტრონული ვარსკვლავების ზომის დასადგენად მათ ზედაპირზე ცხელი წერტილების შესწავლით. ექსპერიმენტმა უნდა გამოიღოს საუკეთესო გაზომვებინეიტრონული ვარსკვლავების რადიუსი, მათ შორის პულსარები, რომელთა მასა გაზომილია.

"ჩვენ ყველა ნამდვილად მოუთმენლად ველით შედეგებს", - ამბობს ბლაშკე. თუნდაც ერთი ნეიტრონული ვარსკვლავის ზუსტად გაზომილი მასა და რადიუსი დაუყოვნებლივ უარყოფს მათ აღწერის ბევრ სავარაუდო თეორიას. შიდა სტრუქტურა, და დატოვებს მხოლოდ მათ, ვინც უზრუნველყოფს ზომა-წონის გარკვეულ თანაფარდობას.

ახლა კი LIGO ასევე შეუერთდა ექსპერიმენტებს.

თავდაპირველად, სიგნალი, რომელიც რიდმა 17 აგვისტოს ყავაზე ისაუბრა, განიხილებოდა, როგორც შავი ხვრელების შეჯახების შედეგი და არა ნეიტრონული ვარსკვლავები. და აზრი ჰქონდა. ყველა წინა სიგნალი LIGO-დან იყო შავი ხვრელებისგან, რომლებიც გამოთვლით უფრო გადასატანი ობიექტებია. მაგრამ უფრო მსუბუქი ობიექტები მონაწილეობდნენ ამ სიგნალის წარმოქმნაში და ის გაცილებით მეტხანს გაგრძელდა, ვიდრე შავი ხვრელების შერწყმა. ”ცხადია, ეს არ იყო სისტემა, რომელზეც ჩვენ ვვარჯიშობდით”, - თქვა რიდმა.

როდესაც ორი შავი ხვრელი ერთად სპირალურად ტრიალებს, ისინი ასხივებენ ორბიტალურ ენერგიას სივრცე-დროში გრავიტაციული ტალღების სახით. მაგრამ LIGO-ს მიერ მიღებული ახალი 90 წამიანი სიგნალის ბოლო წამში, თითოეულმა ობიექტმა განიცადა ისეთი რამ, რასაც შავი ხვრელები არ განიცდიან: ის დეფორმირებული იყო. წყვილმა ობიექტმა დაიწყო ერთმანეთის მატერიის გაჭიმვა და შეკუმშვა, შექმნა ტალღები, რომლებიც ენერგიას აშორებდნენ მათ ორბიტებს. ამან გამოიწვია მათი შეჯახება უფრო სწრაფად, ვიდრე სხვაგვარად იქნებოდა.

კომპიუტერის სიმულაციური მუშაობის რამდენიმე თვის შემდეგ, რიდის ჯგუფმა LIGO-ში გამოაქვეყნა პირველი გაზომვა ამ ტალღების სიგნალზე. ამ დროისთვის გუნდს აქვს მხოლოდ ზედა ზღვარი - რაც ნიშნავს, რომ ტალღების ეფექტი სუსტია ან თუნდაც უბრალოდ შეუმჩნეველი. ეს ნიშნავს, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავები ფიზიკურად მცირეა და მათი მატერია ცენტრის ირგვლივ ძალიან მკვრივ მდგომარეობაშია, რაც ხელს უშლის მის მოქცევის გაჭიმვას. "ვფიქრობ, გრავიტაციული ტალღების მეშვეობით პირველი გაზომვა ადასტურებს იმას, რასაც რენტგენის დაკვირვებები ამბობდნენ", - ამბობს რიდი. მაგრამ ეს არ არის დასასრული. იგი მოელის, რომ იგივე სიგნალის უფრო რთული მოდელირება უფრო ზუსტ შეფასებას გამოიღებს.

Nicer და LIGO გვთავაზობენ ახალ გზებს ნეიტრონული ვარსკვლავების შესასწავლად და ბევრი ექსპერტი ოპტიმისტურად არის განწყობილი, რომ საბოლოო პასუხები იმის შესახებ, თუ როგორ ეწინააღმდეგება მასალა გრავიტაციას, გაჩნდება მომდევნო რამდენიმე წლის განმავლობაში. მაგრამ ალფორდის მსგავსი თეორეტიკოსები გვაფრთხილებენ, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავის მატერიის რბილობის გაზომვა არ გვიჩვენებს სრული ინფორმაციამის შესახებ.

ალბათ სხვა ნიშნები გეტყვით უფრო მეტს. მაგალითად, ნეიტრონული ვარსკვლავების გაგრილების სიჩქარეზე მიმდინარე დაკვირვებებმა ასტროფიზიკოსებს საშუალება უნდა მისცენ გამოთქვან სპეკულირება მათში არსებული ნაწილაკებისა და ენერგიის გამოსხივების უნარის შესახებ. ან იმის შესწავლა, თუ როგორ შეანელებენ ისინი, დაგეხმარება მათი შიგთავსის სიბლანტის დადგენაში.

მაგრამ, ნებისმიერ შემთხვევაში, უბრალოდ იმის ცოდნა, თუ რა მომენტში ხდება მატერიის ფაზური გადასვლა და რაში გადაიქცევა, ღირსეული ამოცანაა, თვლის ალფორდი. „მატერიის თვისებების შესწავლა სხვადასხვა პირობები- ეს, ზოგადად, ფიზიკაა, - ამბობს ის.

თქვენ შეგიძლიათ დაეხმაროთ და გადარიცხოთ გარკვეული თანხები საიტის განვითარებისთვის

• თარგმანი

ნეიტრონული ვარსკვლავის ბირთვი ისეთ ექსტრემალურ მდგომარეობაშია, რომ ფიზიკოსები ვერ შეთანხმდებიან რა ხდება მის შიგნით. მაგრამ ახალმა კოსმოსურმა ექსპერიმენტმა - და რამდენიმე ნეიტრონული ვარსკვლავის შეჯახებამ - შეიძლება აჩვენოს შესაძლებელია თუ არა ნეიტრონების დაშლა

გაფრთხილებები 17 აგვისტოს დილით ადრე დაიწყო. ორი ნეიტრონული ვარსკვლავის - მკვდარი ვარსკვლავების მკვრივი ბირთვების - შეჯახების შედეგად წარმოქმნილმა გრავიტაციულმა ტალღებმა გამორეცხა დედამიწა. 1000-ზე მეტმა ფიზიკოსმა aLIGO-ში (Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) მიიჩქაროდა სივრც-დროის ვიბრაციების გაშიფვრა, რომლებიც დეტექტორებში ჭექა-ქუხილის გრძელი ტაშივით შემოვიდა. ათასობით ასტრონომი იბრძოდა შემდგომი შუქის ხილვის უფლებისთვის. თუმცა, მთელი არეულობა ოფიციალურად გასაიდუმლოებული იყო. საჭირო იყო მონაცემების შეგროვება და სამეცნიერო ნაშრომების დაწერა. ამის შესახებ გარე სამყაროს კიდევ ორი ​​თვე არ უნდა გაეგო.

ამ მკაცრმა აკრძალვამ უხერხულ მდგომარეობაში ჩააგდო ჯოსლინ რიდი და კატერინო ჩაციოანუ, LIGO თანამშრომლობის ორი წევრი. 17 დღის შუადღისას მათ უნდა გამართავდნენ კონფერენცია, რომელიც მიეძღვნა კითხვას, თუ რა ხდება ნეიტრონული ვარსკვლავის ინტერიერის წარმოუდგენელ პირობებში. და მათი თემა იყო ზუსტად როგორ უნდა მოხდეს ორი ნეიტრონული ვარსკვლავის შერწყმა. „ჩვენ გამოვედით შესვენებაზე, დავსხედით და ერთმანეთს ვუყურებდით“, - ამბობს რიდი, პროფესორი Cal State Fullerton-ში. "მაშ როგორ გავაკეთოთ ეს?"

ათწლეულების განმავლობაში ფიზიკოსები მსჯელობდნენ, შეიცავს თუ არა ნეიტრონული ვარსკვლავები მატერიის ახალ ტიპებს, რომლებიც იქმნება მაშინ, როდესაც ვარსკვლავი არღვევს პროტონებისა და ნეიტრონების ჩვეულებრივ სამყაროს და ქმნის ახალ ურთიერთქმედებას კვარკებსა და სხვა ეგზოტიკურ ნაწილაკებს შორის. ამ კითხვაზე პასუხი ასევე ნათელს მოჰფენს სუპერნოვას გარშემო არსებულ ასტრონომიულ საიდუმლოებებს და ისეთი მძიმე ელემენტების გამოჩენას, როგორიცაა ოქრო.

LIGO-სთან შეჯახების დაკვირვების გარდა, ასტროფიზიკოსები ქმნიდნენ კრეატიულ მეთოდებს ნეიტრონული ვარსკვლავის გამოსაკვლევად. ამოცანაა გაარკვიოს მისი შიდა ფენების ნებისმიერი თვისება. მაგრამ LIGO სიგნალი და სხვა მსგავსი სიგნალები - გამოსხივებული ორი ნეიტრონული ვარსკვლავის მიერ, რომლებიც ბრუნავს მასის საერთო ცენტრის გარშემო, იზიდავს ერთმანეთს და საბოლოოდ ეჯახება ერთმანეთს - გვთავაზობს პრობლემის სრულიად ახალ მიდგომას.

უცნაური საკითხი

ნეიტრონული ვარსკვლავი არის მასიური ვარსკვლავის შეკუმშული ბირთვი, სუპერნოვადან დარჩენილი ძალიან მკვრივი ნახშირი. მისი მასა შედარებულია მზის მასასთან, მაგრამ ის შეკუმშულია ქალაქის ზომამდე. ამგვარად, ნეიტრონული ვარსკვლავები სამყაროში მატერიის ყველაზე მკვრივი რეზერვუარების როლს ასრულებენ - „ბოლო მატერია შავი ხვრელის კიდეზე“, ამბობს მარკ ალფორდი, ფიზიკოსი ვაშინგტონის უნივერსიტეტის სენტ-ლუისში.

ასეთ ვარსკვლავში გაბურღვით ჩვენ უფრო ახლოს ვიქნებოდით მეცნიერების უმაღლეს ზღვართან. რამდენიმე სანტიმეტრი ნორმალური ატომები - ძირითადად რკინა და სილიციუმი - დევს ზედაპირზე, როგორც სამყაროს ყველაზე მკვრივი შეწოვა კანფეტის კაშკაშა წითელი საფარი. შემდეგ ატომები იმდენად შეკუმშულია, რომ ისინი კარგავენ ელექტრონებს საერთო ზღვაში. კიდევ უფრო ღრმად, პროტონები იწყებენ გადაქცევას ნეიტრონად, რომლებიც იმდენად ახლოს არიან, რომ ისინი იწყებენ ერთმანეთის გადაფარვას.

ნეიტრონული ვარსკვლავის არაჩვეულებრივი ბირთვი. ფიზიკოსები ჯერ კიდევ განიხილავენ რა არის მის შიგნით. აქ არის რამდენიმე ძირითადი იდეა.

ტრადიციული თეორია

ატმოსფერო - მსუბუქი ელემენტები, როგორიცაა წყალბადი და ჰელიუმი
გარე გარსი - რკინის იონები
შიდა გარსი არის იონების ბადე
გარე ბირთვი - ნეიტრონით მდიდარი იონები თავისუფალი ნეიტრონების ზღვაში

Რა არის შიგნით?

• კვარკის ბირთვში ნეიტრონები იშლება კვარკებად მაღლა და ქვევით.
• ჰიპერონიკაში არის ნეიტრონები, რომლებიც შედგება უცნაური კვარკებისგან.
• კაონის ტიპში არის ორკვარკის ნაწილაკები ერთი უცნაური კვარკით.

თეორეტიკოსები კამათობენ იმაზე, თუ რა მოხდება შემდეგ, როდესაც სიმკვრივე 2-3-ჯერ უფრო მაღალი იქნება ვიდრე ნორმალური ატომის ბირთვის სიმკვრივე. ბირთვული ფიზიკის თვალსაზრისით, ნეიტრონული ვარსკვლავები შეიძლება უბრალოდ შედგებოდეს პროტონებისა და ნეიტრონებისგან, ანუ ნუკლეონებისგან. "ყველაფერი შეიძლება აიხსნას ნუკლეონების ვარიაციებით", - ამბობს ჯეიმს ლატიმერი, ასტროფიზიკოსი სტონი ბრუკის უნივერსიტეტიდან.

სხვა ასტროფიზიკოსები განსხვავებულად ფიქრობენ. ნუკლეონები არ არიან ელემენტარული ნაწილაკები. ისინი შედგება სამი კვარკისგან [ - დაახლ. თარგმანი]. წარმოუდგენლად ძლიერი წნევის ქვეშ კვარკებს შეუძლიათ შექმნან ახალი მდგომარეობა - კვარკული მატერია. "ნუკლონები არ არის ბილიარდის ბურთები", - ამბობს პოლონეთის ვროცლავის უნივერსიტეტის ფიზიკოსი დევიდ ბლაშკე. „ისინი უფრო ალუბალს ჰგვანან. შეგიძლიათ ოდნავ გაწუროთ, მაგრამ რაღაც მომენტში დაამტვრევთ“.

მაგრამ ზოგი ფიქრობს, რომ კვარკის ჯემი ძალიან მარტივია. თეორეტიკოსები დიდი ხანია ფიქრობენ, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავის შიგნით შეიძლება აღმოჩნდეს უცხო ნაწილაკების ფენები. ერთად შეკუმშული ნეიტრონების ენერგია შეიძლება გარდაიქმნას უფრო მძიმე ნაწილაკებად, რომლებიც შეიცავენ არა მხოლოდ კვარკებს, რომლებიც ქმნიან პროტონებსა და ნეიტრონებს, არამედ უფრო მძიმე და ეგზოტიკურ უცნაურ კვარკებს.

მაგალითად, ნეიტრონებს შეუძლიათ ადგილი დაუთმონ ჰიპერონებს, სამ კვარკიან ნაწილაკებს, რომლებიც შეიცავს მინიმუმ ერთ უცნაურ კვარკს. ლაბორატორიულ ექსპერიმენტებში მიიღეს ჰიპერონები, მაგრამ ისინი თითქმის მაშინვე გაქრა. მათ შეუძლიათ სტაბილურად არსებობდნენ ნეიტრონული ვარსკვლავების შიგნით მილიონობით წლის განმავლობაში.

ალტერნატიულად, ნეიტრონული ვარსკვლავების ფარული სიღრმეები შეიძლება იყოს სავსე კაონებით, რომლებიც ასევე დამზადებულია უცნაური კვარკებისგან, რომლებიც გროვდება მატერიის ერთ ნაჭერად ერთ კვანტურ მდგომარეობაში.

მაგრამ რამდენიმე ათეული წლის განმავლობაში ამ კვლევის სფერო ჩიხში იყო. თეორეტიკოსებმა მოიგონეს იდეები იმის შესახებ, თუ რა შეიძლება მოხდეს ნეიტრონული ვარსკვლავების შიგნით, მაგრამ ეს გარემო იმდენად ექსტრემალური და უცნობია, რომ დედამიწაზე ექსპერიმენტები საჭირო პირობებს ვერ აღადგენს. ბრუკჰავენის ეროვნულ ლაბორატორიასა და CERN-ში ფიზიკოსები ერთმანეთში ამტვრევენ მძიმე ბირთვებს, როგორიცაა ოქრო და ტყვია. ეს ქმნის მატერიის მდგომარეობას, რომელიც წააგავს ნაწილაკების წვნიანს, რომელშიც თავისუფალი კვარკებია, რომლებიც ცნობილია როგორც კვარკ-გლუონური პლაზმა. მაგრამ ეს ნივთიერება იშვიათია და არა მკვრივი და მისი ტემპერატურა მილიარდობით ან ტრილიონ გრადუსით გაცილებით მაღალია, ვიდრე ნეიტრონული ვარსკვლავის შიგნითა, რომლის შიგნითაც მილიონობით გრადუსიანი შედარებით მაგარი ტემპერატურა სუფევს.

ათწლეულების წინანდელი თეორიაც კი, რომელიც აღწერს კვარკებს და ბირთვებს, „კვანტური ქრომოდინამიკა“ ან QCD, ვერ პასუხობს ამ კითხვებს. შედარებით ცივ და მკვრივ მედიაში QCD-ის შესასწავლად საჭირო გამოთვლები იმდენად საშინლად რთულია, რომ მათი განხორციელება კომპიუტერზეც კი შეუძლებელია. მკვლევარებს რჩებათ ზედმეტი გამარტივებები და ხრიკები.

ერთადერთი ვარიანტია თავად ნეიტრონული ვარსკვლავების შესწავლა. სამწუხაროდ, ისინი ძალიან შორს არიან, ბუნდოვანი და ძალიან რთულია მათი გაზომვა, გარდა მათი ძირითადი თვისებებისა. უფრო უარესი, ყველაზე საინტერესო ფიზიკა ხდება მათი ზედაპირის ქვეშ. „სიტუაცია ჰგავს ლაბორატორიას, რომელშიც რაღაც საოცარი ხდება, — ამბობს ალფორდი, — მაშინ როცა მხოლოდ მისი ფანჯრებიდან შუქი ჩანს“.

მაგრამ ახალი თაობის ექსპერიმენტებით, თეორეტიკოსებმა შესაძლოა მალე კარგად შეხედონ მას.

NICER ინსტრუმენტი ISS-ზე გაშვებამდე. ის აკონტროლებს ნეიტრონული ვარსკვლავების რენტგენის გამოსხივებას

რბილი თუ მყარი?

რაც არ უნდა იყოს ნეიტრონული ვარსკვლავის ბირთვში - თავისუფალი კვარკები, კაონის კონდენსატები, ჰიპერონები ან კარგი ძველი ნუკლეონები - ეს მასალა უნდა გაუძლოს მზის გრავიტაციას უფრო დიდი გამანადგურებელი. წინააღმდეგ შემთხვევაში, ვარსკვლავი შავ ხვრელში დაიშლებოდა. მაგრამ სხვადასხვა მასალა შეიძლება იყოს შეკუმშული გრავიტაციით სხვადასხვა ხარისხით, რაც განსაზღვრავს ვარსკვლავის მაქსიმალურ წონას მოცემული ფიზიკური ზომისთვის.

ასტრონომები, რომლებიც იძულებულნი არიან დარჩნენ გარეთ, ხსნიან ამ ჯაჭვს და ცდილობენ გაიგონ, რისგან შედგება ნეიტრონული ვარსკვლავები. და ამისთვის ძალიან კარგი იქნება ვიცოდეთ რამდენად რბილი ან მყარია ისინი შეკუმშვის ქვეშ. ამის გასარკვევად, ასტრონომებმა უნდა გაზომონ სხვადასხვა ნეიტრონული ვარსკვლავის მასა და რადიუსი.

ნეიტრონულ ვარსკვლავებს შორის ყველაზე ადვილი ასაწონი არიან პულსარები: სწრაფად მბრუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავები, რომელთა რადიოსხივი ყოველი შემობრუნებისას გადის დედამიწაზე. 2500 ცნობილი პულსარის დაახლოებით 10% ეკუთვნის ორობით სისტემებს. როდესაც ეს პულსარები მოძრაობენ, მათი იმპულსები, რომლებიც რეგულარულად უნდა მიაღწიონ დედამიწას, იცვლება, რაც ავლენს პულსარების მოძრაობას და მათ პოზიციას მათ ორბიტაზე. და ორბიტების ცოდნით, ასტრონომებს შეუძლიათ, კეპლერის კანონებისა და აინშტაინის და ფარდობითობის ზოგადი თეორიის დამატებითი შესწორებების გამოყენებით, იპოვონ ამ წყვილების მასები.

ყველაზე დიდი მიღწევა აქამდე იყო მოულოდნელად ჯანმრთელი ნეიტრონული ვარსკვლავების აღმოჩენა. 2010 წელს, ვირჯინიის ეროვნული რადიო ასტრონომიის ობსერვატორიის ჯგუფმა სკოტ რენსომის ხელმძღვანელობით გამოაცხადა, რომ გაზომა პულსარის მასა და აღმოაჩინა, რომ ის ორჯერ აღემატება მზის მასას - ბევრად უფრო დიდი ვიდრე ადრე ნანახი. ზოგს ეჭვიც კი ეპარებოდა ასეთი ნეიტრონული ვარსკვლავების არსებობის შესაძლებლობაში; ეს იწვევს სერიოზულ შედეგებს ატომური ბირთვების ქცევის ჩვენი გაგებისთვის. „ეს არის ერთ-ერთი ყველაზე ხშირად ციტირებული ნაშრომი პულსარების დაკვირვების შესახებ და ეს ყველაფერი ბირთვული ფიზიკოსების დამსახურებაა“, — ამბობს რენსომი.

ნეიტრონული ვარსკვლავების ზოგიერთი მოდელის მიხედვით, რომლებიც ამტკიცებენ, რომ გრავიტაციამ ძლიერად უნდა შეკუმშოს ისინი, ამ მასის ობიექტი შავ ხვრელში უნდა ჩამოვარდეს. კაონის კონდენსატები ამ შემთხვევაში დაზარალდება, რადგან ისინი საკმაოდ რბილია და ასევე არ არის კარგი კვანტური მატერიისა და ჰიპერონების ზოგიერთი ვარიანტისთვის, რომლებიც ასევე ძალიან შემცირდება. გაზომვა დაადასტურა 2013 წელს კიდევ ერთი ნეიტრონული ვარსკვლავის, ორი მზის მასის აღმოჩენით.

ფერიალ ოზელმა, არიზონას უნივერსიტეტის ასტროფიზიკოსმა, ჩაატარა გაზომვები, რომლებიც აჩვენებს, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავების ბირთვები შეიცავს ეგზოტიკურ მატერიას.

რადიუსებთან დაკავშირებით, ყველაფერი ცოტა უფრო რთულია. ასტროფიზიკოსებმა, როგორიცაა ფერიალ ოზელი არიზონას უნივერსიტეტიდან, შეიმუშავეს სხვადასხვა ტექნიკა ნეიტრონული ვარსკვლავების ფიზიკური ზომის გამოსათვლელად მათი ზედაპირიდან გამომავალი რენტგენის სხივების დაკვირვებით. აქ არის ერთი გზა: თქვენ შეგიძლიათ გაზომოთ რენტგენის სხივების მთლიანი ემისია, გამოიყენოთ იგი ზედაპირის ტემპერატურის შესაფასებლად და შემდეგ გამოთვალოთ ნეიტრონული ვარსკვლავის ზომა, რომელსაც შეუძლია ასეთი ტალღების გამოსხივება (შეასწორეთ, თუ როგორ იხრება ისინი გრავიტაციის გამო). თქვენ ასევე შეგიძლიათ მოძებნოთ ცხელი წერტილები ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირზე, რომლებიც მუდმივად ჩნდებიან და ქრება მხედველობიდან. ვარსკვლავის ძლიერი გრავიტაციული ველი შეცვლის სინათლის პულსებს ამ ცხელ წერტილებზე დაყრდნობით. როგორც კი გაიგებთ ვარსკვლავის გრავიტაციულ ველს, შეგიძლიათ მისი მასა და რადიუსის აღდგენა.

თუ ოზელის ამ გამოთვლებს დავუჯერებთ, გამოვა, რომ მიუხედავად იმისა, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავები შეიძლება საკმაოდ მძიმე იყოს, მათი ზომა დიამეტრის 20-22 კმ-ის ფარგლებშია.

იმის აღიარება, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავები პატარა და მასიურია, „კარგი თვალსაზრისით, ყუთში ჩაგყავს“, ამბობს ოზელი. ის ამბობს, რომ ასე უნდა გამოიყურებოდეს ნეიტრონული ვარსკვლავები, რომლებიც სავსეა ურთიერთქმედების კვარკებით და რომ ნეიტრონის ვარსკვლავებს, რომლებიც მხოლოდ ნუკლეონებისგან შედგებიან, დიდი რადიუსი უნდა ჰქონდეთ.

ჯეიმს ლატიმერი, ასტროფიზიკოსი სტონი ბრუკის უნივერსიტეტიდან, ამტკიცებს, რომ ნეიტრონები ხელუხლებელი რჩება ნეიტრონული ვარსკვლავების ბირთვებში.

მაგრამ ლატიმერს, სხვა კრიტიკოსებთან ერთად, ეჭვი ეპარება რენტგენის გაზომვებში გამოყენებულ ვარაუდებში - მას მიაჩნია, რომ ისინი ხარვეზებია. ის ფიქრობს, რომ მათ შესაძლოა ზედმეტად შეამცირონ ვარსკვლავების რადიუსი.

ორივე მეტოქე მხარე მიიჩნევს, რომ მათი დავა მალე მოგვარდება. გასული წლის ივნისში SpaceX-ის მე-11 მისიამ ISS-ს გადასცა 372 კგ-იანი ყუთი, რომელიც შეიცავს ნეიტრონული ვარსკვლავის ინტერიერის შემადგენლობის Explorer (NICER) რენტგენის ტელესკოპს. Naiser, რომელიც ამჟამად აგროვებს მონაცემებს, შექმნილია ნეიტრონული ვარსკვლავების ზომის დასადგენად მათ ზედაპირზე ცხელი წერტილების შესწავლით. ექსპერიმენტმა უნდა წარმოქმნას ნეიტრონული ვარსკვლავების რადიუსის უკეთესი გაზომვები, პულსარების დათვლა, რომელთა მასები გაზომილია.

"ჩვენ ყველანი ნამდვილად მოუთმენლად ველით შედეგებს", - ამბობს ბლაშკე. თუნდაც ერთი ნეიტრონული ვარსკვლავის მასისა და რადიუსის ზუსტად გაზომვა დაუყოვნებლივ აღმოფხვრის ბევრ დამაჯერებელ თეორიას, რომელიც აღწერს მის შინაგან სტრუქტურას და დატოვებს მხოლოდ მათ, რომლებიც განსაზღვრავენ ზომა-წონის თანაფარდობას.

ახლა კი LIGO ასევე შეუერთდა ექსპერიმენტებს.

თავდაპირველად, სიგნალი, რომელიც რიდმა 17 აგვისტოს ყავაზე ისაუბრა, განიხილებოდა, როგორც შავი ხვრელების შეჯახების შედეგი და არა ნეიტრონული ვარსკვლავები. და აზრი ჰქონდა. ყველა წინა სიგნალი LIGO-დან იყო შავი ხვრელებისგან, რომლებიც გამოთვლით უფრო გადასატანი ობიექტებია. მაგრამ უფრო მსუბუქი ობიექტები მონაწილეობდნენ ამ სიგნალის წარმოქმნაში და ის გაცილებით მეტხანს გაგრძელდა, ვიდრე შავი ხვრელების შერწყმა. ”ცხადია, ეს არ იყო სისტემა, რომელზეც ჩვენ ვვარჯიშობდით”, - თქვა რიდმა.

როდესაც ორი შავი ხვრელი ერთად სპირალურად ტრიალებს, ისინი ასხივებენ ორბიტალურ ენერგიას სივრცე-დროში გრავიტაციული ტალღების სახით. მაგრამ LIGO-ს მიერ მიღებული ახალი 90 წამიანი სიგნალის ბოლო წამში, თითოეულმა ობიექტმა განიცადა ისეთი რამ, რასაც შავი ხვრელები არ განიცდიან: ის დეფორმირებული იყო. წყვილმა ობიექტმა დაიწყო ერთმანეთის მატერიის გაჭიმვა და შეკუმშვა, შექმნა ტალღები, რომლებიც ენერგიას აშორებდნენ მათ ორბიტებს. ამან გამოიწვია მათი შეჯახება უფრო სწრაფად, ვიდრე სხვაგვარად იქნებოდა.

კომპიუტერის სიმულაციური მუშაობის რამდენიმე თვის შემდეგ, რიდის ჯგუფმა LIGO-ში გამოაქვეყნა პირველი გაზომვა ამ ტალღების სიგნალზე. ამ დროისთვის გუნდს აქვს მხოლოდ ზედა ზღვარი - რაც ნიშნავს, რომ ტალღების ეფექტი სუსტია ან თუნდაც უბრალოდ შეუმჩნეველი. ეს ნიშნავს, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავები ფიზიკურად მცირეა და მათი მატერია ცენტრის ირგვლივ ძალიან მკვრივ მდგომარეობაშია, რაც ხელს უშლის მის მოქცევის გაჭიმვას. "ვფიქრობ, გრავიტაციული ტალღების მეშვეობით პირველი გაზომვა ადასტურებს იმას, რასაც რენტგენის დაკვირვებები ამბობდნენ", - ამბობს რიდი. მაგრამ ეს არ არის დასასრული. იგი მოელის, რომ იგივე სიგნალის უფრო რთული მოდელირება უფრო ზუსტ შეფასებას გამოიღებს.

Nicer და LIGO გვთავაზობენ ახალ გზებს ნეიტრონული ვარსკვლავების შესასწავლად და ბევრი ექსპერტი ოპტიმისტურად არის განწყობილი, რომ საბოლოო პასუხები იმის შესახებ, თუ როგორ ეწინააღმდეგება მასალა გრავიტაციას, გაჩნდება მომდევნო რამდენიმე წლის განმავლობაში. მაგრამ ალფორდის მსგავსი თეორეტიკოსები აფრთხილებენ, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავის მატერიის რბილობის უბრალოდ გაზომვა მთელ ამბავს არ გეტყვით.

ალბათ სხვა ნიშნები გეტყვით უფრო მეტს. მაგალითად, ნეიტრონული ვარსკვლავების გაგრილების სიჩქარეზე მიმდინარე დაკვირვებებმა ასტროფიზიკოსებს საშუალება უნდა მისცენ გამოთქვან სპეკულირება მათში არსებული ნაწილაკებისა და ენერგიის გამოსხივების უნარის შესახებ. ან იმის შესწავლა, თუ როგორ შეანელებენ ისინი, დაგეხმარება მათი შიგთავსის სიბლანტის დადგენაში.

მაგრამ, ნებისმიერ შემთხვევაში, უბრალოდ იმის ცოდნა, თუ რა მომენტში ხდება მატერიის ფაზური გადასვლა და რაში გადაიქცევა, ღირსეული ამოცანაა, თვლის ალფორდი. ”სხვადასხვა პირობებში არსებული მატერიის თვისებების შესწავლა, ზოგადად, ფიზიკაა”, - ამბობს ის.

2013-2014 სასწავლო წელი

მუშაობის ხანგრძლივობა 3 საათი

5-6 კლასი

1. ზემოხსენებულ ნახატზე მხატვარმა მთვარე გამოსახა ვარსკვლავური ცის ფონზე. რისი ბრალია ამ სურათზე და რატომ? როგორ უნდა დახატო სწორად?

სკოლის ეტაპი სრულიად რუსული ოლიმპიადაასტრონომიაში

2013-2014 სასწავლო წელი

მუშაობის ხანგრძლივობა 4 საათი

თითოეული დავალება 8 ქულაა

სასკოლო ოლიმპიადა ასტრონომიაში

7-8 კლასი

1. ამჟამად ცაზე ცნობილია 88 თანავარსკვლავედი. შეუძლიათ მეცნიერებს 89-ე თანავარსკვლავედის აღმოჩენა? დეტალურად ახსენით თქვენი პასუხი.

"მთელი ღამე ღრუბლების მიღმა

რქიანი ფარანი ანათებდა“.

1. მზეზე აფეთქება მოხდა, რის შედეგადაც პლაზმა გამოიდევნა.

3 დღის შემდეგ მზის პლაზმის ემისიამ მიაღწია დედამიწას და გამოიწვია ძლიერი

დედამიწის მაგნიტოსფეროს დარღვევა. რა სიჩქარით მოძრაობდა პლაზმა? (1 a.u. -

150 მილიონი კმ). უგულებელყოთ ის ფაქტი, რომ მზის პლაზმის მოძრაობა ხდება გასწვრივ

სპირალები, განიხილეთ მოძრაობის სწორხაზოვანი ტრაექტორია.

რუსულენოვანი ასტრონომიის ოლიმპიადის სასკოლო ეტაპი

2013-2014 სასწავლო წელი

მუშაობის ხანგრძლივობა 4 საათი

თითოეული დავალება 8 ქულაა

სასკოლო ოლიმპიადა ასტრონომიაში

მე-9 კლასი

1. რომელ ხმელეთის პლანეტებს აქვთ შავი, ლურჯი და მოწითალო დღის ცა?

მერკური, დედამიწა და მარსი.

3. დედამიწა, რომელიც მზის გარშემო მოძრაობს ელიფსურ ორბიტაზე, უფრო ახლოს არის

მზე ივლისთან შედარებით თითქმის 5 მილიონი კმ-ით მაღალია. მაშ, რატომ არის იანვარში უფრო ცივი, ვიდრე იანვარში

ივლისი?

ნეპტუნი, მერკური, მარსი, იუპიტერი, ურანი და ჯუჯა პლანეტები პლუტონი და ცერერა.

რა ჰქვია პლანეტების ამ განლაგებას? რომელი პლანეტა იქნება ხილული ღამით?

1. მთვარის ოთხი ძირითადი ეტაპია: ახალი მთვარე, პირველი მეოთხედი, სავსე მთვარე და ბოლო მეოთხედი. ახალ მთვარეზეფ = 0, პირველ კვარტალში F F F = 0.5.

გააკეთეთ განმარტებითი ნახაზი.

1. ამჟამად კოსმოსური ხომალდი Cassini იკვლევს და ასახავს პლანეტას სატურნს და მის მთვარეებს. სატურნიდან მზემდე მანძილი 29,46 ასტრონომიული ერთეულია. Რისთვის მინიმალური დროაღწევს თუ არა მოწყობილობის მიერ მიღებული ინფორმაცია დედამიწამდე?

რუსულენოვანი ასტრონომიის ოლიმპიადის სასკოლო ეტაპი

2013-2014 სასწავლო წელი

მუშაობის ხანგრძლივობა 4 საათი

თითოეული დავალება 8 ქულაა

სასკოლო ოლიმპიადა ასტრონომიაში

მე-10 კლასი

1. 2006 წლის 29 მარტს რუსეთში დაფიქსირდა მზის სრული დაბნელება. რატომ შეიძლება მთვარის სრული დაბნელების დაკვირვება უზარმაზარი ქვეყნის ყველა ტერიტორიიდან ერთდროულად, მაგრამ მზის დაბნელების დაკვირვება შესაძლებელია მხოლოდ რამდენიმედან გარკვეული ადგილებიდა ამავე დროს შიგნით სხვადასხვა დროს? რას ნიშნავს ფაზა? F = 0.65?

1. 2 .

რუსულენოვანი ასტრონომიის ოლიმპიადის სასკოლო ეტაპი

2013-2014 სასწავლო წელი

მუშაობის ხანგრძლივობა 4 საათი

თითოეული დავალება 8 ქულაა

სასკოლო ოლიმპიადა ასტრონომიაში

მე-11 კლასი

◉ = 2·10 30 კგ.

აქ მოცემულია ოთხი წყვილის სია:

პასუხები

რუსულენოვანი ასტრონომიის ოლიმპიადის სასკოლო ეტაპი

2013-2014 სასწავლო წელი

მუშაობის ხანგრძლივობა 3 საათი

თითოეული დავალება 8 ქულაა

სასკოლო ოლიმპიადა ასტრონომიაში

5-6 კლასი

1. ზემოთ მოყვანილ ფიგურაზე მხატვარმა მთვარე გამოსახა ვარსკვლავური ცის ფონზე. რა არის არასწორი ამ სურათზე და რატომ? როგორ უნდა დახატო სწორად?

გამოსავალი. სურათზე ნაჩვენებია ნახევარმთვარე ვარსკვლავების ფონზე. მთვარის ღამის მხარეს არის ვარსკვლავი. ეს არ შეიძლება, რადგან... ვარსკვლავები განლაგებულია ძალიან შორს (მთვარის ორბიტის მიღმა) და მთვარე არ არის გამჭვირვალე სინათლისთვის.

1. ჩრდილოეთ ცის რომელი თანავარსკვლავედი მიუთითებს ჩრდილოეთ ციურ პოლუსზე? რომელ თანავარსკვლავედში მდებარეობს? გააკეთე ნახატი. სამხრეთ ცის რომელი თანავარსკვლავედები შეიძლება გამოვიყენოთ ღირშესანიშნაობებად სამხრეთ ციური პოლუსის ადგილმდებარეობის დასადგენად? რომელ თანავარსკვლავედში მდებარეობს სამხრეთ ციური პოლუსი?

გამოსავალი. დიდი დიპერის ასტერიზმიდან დიდ ურსას თანავარსკვლავედში, ადვილია ჩრდილოეთ ციური პოლუსის მიმართულების დადგენა. თუ ორი ყველაზე შორეული ვარსკვლავი, სახელურიდან შორს (დუბჰე და მერაკი), დაკავშირებულია წარმოსახვითი ხაზით და ეს ხაზი გრძელდება დაახლოებით ხუთი იმავე მანძილით, მაშინ კაშკაშა ვარსკვლავი ადვილად ჩანს. ეს იქნება ჩრდილოეთ ვარსკვლავი, (α M. Ursa), რომლის სიახლოვეს მდებარეობს მსოფლიოს ჩრდილოეთ პოლუსი.

მსოფლიოს სამხრეთ პოლუსის მიდამოში არ არის არც ერთი კაშკაშა ვარსკვლავი, რომელიც საეტაპო როლს ასრულებს. სამხრეთ ცის ყველაზე ცნობილი თანავარსკვლავედია სამხრეთის ჯვარი. წარმოიქმნება სამხრეთის ჯვრის ორი ყველაზე გარე ვარსკვლავი დიდი დიაგონალირომბი, მიმართული მსოფლიოს სამხრეთ პოლუსისკენ. მსოფლიოს სამხრეთ პოლუსს აკრავს თანავარსკვლავედი ოქტანტი, რომელშიც არ არის კაშკაშა ვარსკვლავები.

1. დაასახელეთ მზის სისტემის უდიდესი და ყველაზე პატარა პლანეტა. სად მდებარეობს ისინი მზესთან მიმართებაში, ამ პლანეტებიდან რომელს აქვს თანამგზავრები?

გამოსავალი. ბოლო მონაცემებით, ყველაზე პატარა პლანეტა მერკურია, ყველაზე დიდი კი იუპიტერი. მერკური მზესთან ყველაზე ახლოს მდებარეობს, იუპიტერი კი რიგით მეხუთეა და მარსის უკან მდებარეობს. მერკურს არ ჰყავს თანამგზავრები;

1. თქვენ ხართ სამხრეთ მაგნიტურ პოლუსზე და შეხედეთ კომპასის ნემსს. სად არის მიმართული კომპასის ნემსის ჩრდილოეთი და სამხრეთი ბოლოები? გააკეთეთ განმარტებითი ნახაზი.

პასუხი: სამხრეთი. კარგი იდეა იქნება, რომ სტუდენტებმა აღნიშნონ, რომ სამხრეთ მაგნიტური პოლუსი მდებარეობს კანადაში.

ზოგიერთმა სტუდენტმა შეიძლება დაწეროს, რომ ერთი ისარი მიუთითებს ზენიტზე, მეორე კი ნადირზე. და ეს ასევე იქნება სწორი პასუხი!

რუსულენოვანი ასტრონომიის ოლიმპიადის სასკოლო ეტაპი

2013-2014 სასწავლო წელი

მუშაობის ხანგრძლივობა 4 საათი

თითოეული დავალება 8 ქულაა

სასკოლო ოლიმპიადა ასტრონომიაში

7-8 კლასი

1. ამჟამად ცაზე ცნობილია 88 თანავარსკვლავედი. შეუძლიათ მეცნიერებს 89-ე თანავარსკვლავედის აღმოჩენა? დეტალურად ახსენით თქვენი პასუხი.

პასუხი: არა. IAU-ს გადაწყვეტილებით, ცაზე ზუსტად 88 თანავარსკვლავედია და ამას არანაირი კავშირი არ აქვს ასტრონომიული დაკვირვების ტექნოლოგიის განვითარებასთან.

1. მთვარის შესახებ ცნობილი გამოცანაა:

"მთელი ღამე ღრუბლების მიღმა

რქიანი ფარანი ანათებდა“.

იპოვეთ ასტრონომიული შეცდომა გამოცანაში.

გამოსავალი.

"რქიანი" მთვარე ხდება მთვარის თვის დასაწყისში და ბოლოს. ახალგაზრდა მთვარე ჩანს საღამოობით და ჩადის მზის შემდეგ. ძველი მთვარე გათენებამდე ამოდის და დილით ჩანს. იმისთვის, რომ მთელი ღამე ანათებდეს, მთვარე უნდა მდებარეობდეს ციურ სფეროზე მზის მოპირდაპირე მხარეს და იყოს სავსე და არა „რქიანი“.

1. დახატე ის, რასაც წარმოიდგენ მზის სისტემა. რა ობიექტებისგან შედგება?

გამოსავალი. მზის, პლანეტების, კომეტების, ორი ასტეროიდული სარტყლის სურათები. პლანეტების თანამგზავრები შეიძლება გამოისახოს პლანეტებთან ახლოს.

1. რამდენი პლანეტა დააკვირდით შეუიარაღებელი თვალით ამ სასწავლო წელს? Როდესაც? ჰორიზონტის რომელ მხარეს? რომელი პლანეტა იყო ყველაზე კაშკაშა?

უპასუხე. მოსწავლეებს შეუძლიათ აღწერონ, რომ დაინახეს ვენერა, მარსი, იუპიტერი, სატურნი. ძლივს მერკური. შემდეგ მათ უნდა აღწერონ როგორ დაინახეს მერკური, სად. მოსწავლეებმა უნდა აღწერონ, რომ მათ ნახეს მერკური აღმოსავლეთში დილით მზის ამოსვლამდე. ან საღამოს, მზის ჩასვლის შემდეგ, დასავლეთში.

1. რა არის დედამიწის ცაზე ორი ყველაზე კაშკაშა ნისლეული, რომელიც შეუიარაღებელი თვალითაც კი ჩანს, ანდრომედას ნისლეული და ორიონის ნისლეული, რისგან არიან ისინი დამზადებული და რით ანათებენ?

გამოსავალი. ანდრომედას ნისლეული არის ანდრომედას თანავარსკვლავედის დიდ გალაქტიკებს შორის უახლოესი სპირალური გალაქტიკა. მანძილი ანდრომედას ნისლეულამდე დაახლოებით 2 მილიონი სინათლის წელია. წლები. გალაქტიკა შეუიარაღებელი თვალით ანდრომედას თანავარსკვლავედში ჩანს. მისი სიკაშკაშე განპირობებულია ყველა ვარსკვლავის კომბინირებული ნათებით.

ანდრომედას გალაქტიკას ასევე უწოდებენ დიდ სპირალურ გალაქტიკას. ცნობილია M31 ნომრით (მესიეს კატალოგიდან) და ნომრით NGC224 ახალი გენერალური კატალოგიდან. ანდრომედას ნისლეულს აქვს რვა თანამგზავრი, რომელთაგან ორი ყველაზე ცნობილი არის ელიფსური გალაქტიკა M 32 (NGC221) M 31-ის ცენტრთან ახლოს და ელიფსური გალაქტიკა NGC205. ანდრომედას გალაქტიკა M31-ის სხვა თანამგზავრები ნაკლებად კაშკაშაა, მაგალითად, ჯუჯა გალაქტიკა სახელად ანდრომედა VIII, რომელიც მდებარეობს ცაში ჯუჯა ელიფსური გალაქტიკის M32-ის მახლობლად.

M31 გალაქტიკის კუთხური დიამეტრი არის 100′ (16 kpc), მანძილი – 670 kpc (დაახლოებით 2 მილიონი სინათლის წელი). აბსოლუტური სიდიდე M=− 21,1 მ . მოჩვენებითი სიდიდე m=3.4მ.

ორიონის ნისლეული (ან M 42) არის აირისებრი ნისლეული, რომელიც შედგება ძირითადად წყალბადისგან (გაზისგან). ის ჩვენს გალაქტიკაში მდებარეობს დაახლოებით 1000 სინათლის წლის მანძილზე. წლისაა, მისი დიამეტრი დაახლოებით 16 წმ. წლები. მისი სიკაშკაშე აიხსნება ცხელი აირის ნათებით. ორიონის ნისლეული შეუიარაღებელი თვალით ჩანს თანავარსკვლავედი ორიონში. ამ ნისლეულს ზოგჯერ უწოდებენ დიდი ორიონის ნისლეულს, რათა განასხვავოს იგი თანავარსკვლავედი ორიონის სხვა ნისლეულებისგან. დიდი ორიონის ნისლეული შეუიარაღებელი თვალით ჩანს ორიონის თანავარსკვლავედში, ეგრეთ წოდებული ორიონის სარტყლის ქვემოთ და მარცხნივ, რომელიც შედგება სამი ადვილად ცნობადი ვარსკვლავისგან. გაზის ნისლეული დიდი ორიონის ნისლეული ანათებს O სპექტრული ტიპის ახალგაზრდა ცხელი ვარსკვლავების გამო. ამ ვარსკვლავებს აქვთ ძლიერი ულტრაიისფერი გამოსხივება, რომელიც ახდენს ორიონის ნისლეულის გაზს. დიდი ორიონის ნისლეული არის უზარმაზარი ვარსკვლავთწარმომქმნელი რეგიონი და არის ერთ-ერთი ყველაზე ცნობილი ასტრონომიული ნისლეული. ჩვენთან შედარებით ახლოს მდებარეობს. მანძილი ორიონის ნისლეულამდე 460 ც. ნისლეულის დიამეტრი 35′ ან 5 ც. წონა 300 მმზე.

სტუდენტებს შეუძლიათ პასუხის გაცემა მხოლოდ ნაწილობრივ, მაგრამ მთავარი, რაც მათ პასუხში უნდა დაწერონ არის: ფუნდამენტური განსხვავებაამ ობიექტებში: გალაქტიკაში, მისი სიკაშკაშე გამოწვეულია ვარსკვლავების სიკაშკაშით, ხოლო გაზის ნისლეული, მისი სიკაშკაშე გამოწვეულია ცხელი აირის ბრწყინვით.

6. მზეზე მოხდა ალი, რის შედეგადაც პლაზმა გამოიდევნა. 3 დღის შემდეგ მზის პლაზმის ამოფრქვევამ მიაღწია დედამიწას და გამოიწვია დედამიწის მაგნიტოსფეროს ძლიერი დარღვევა. რა სიჩქარით მოძრაობდა პლაზმა? (1 AU – 150 მილიონი კმ). უგულებელყოთ ის ფაქტი, რომ მზის პლაზმის მოძრაობა ხდება სპირალურად, განიხილეთ მოძრაობის სწორხაზოვანი ტრაექტორია.

პასუხი:

V = 150 000 000 კმ ⋅ 1000 მ / 3 ⋅ 24 საათი ⋅ 60 წთ ⋅ 60 წმ = 578703 მ/წმ (ან 578 კმ/წმ).

რუსულენოვანი ასტრონომიის ოლიმპიადის სასკოლო ეტაპი

2013-2014 სასწავლო წელი

მუშაობის ხანგრძლივობა 4 საათი

თითოეული დავალება 8 ქულაა

სასკოლო ოლიმპიადა ასტრონომიაში

მე-9 კლასი

1. რომელ ხმელეთის პლანეტებზეა დღის ცა შავი, ლურჯი და მოწითალო?

მერკური, დედამიწა და მარსი.

გამოსავალი. მერკურიზე პრაქტიკულად არ არის ატმოსფერო, არ არის სინათლის გაფანტვა და ცა შავია. დედამიწაზე ცა ლურჯია გაფანტვის გამო მზის შუქიჰაერის მოლეკულებზე, ხოლო ლურჯი სხივები უფრო ძლიერად არის მიმოფანტული, ვიდრე წითელი. მარსზე, ძლიერი მტვრის ქარიშხლების გამო, ატმოსფერო გაჯერებულია მტვრის წვრილი ნაწილაკებით, რომლებიც წითელი ფერისაა, როგორც ნიადაგი.

1. დახატეთ როგორ წარმოგიდგენიათ ჩვენი გალაქტიკა. რა ობიექტები შედის მასში? სად მდებარეობს ჩვენი მზე დაახლოებით?

გამოსავალი. ნახატი უნდა ასახავდეს, რომ ჩვენი გალაქტიკა სპირალურია. გალაქტიკის მიახლოებითი ზომები და მზის მანძილი გალაქტიკის ცენტრიდან უნდა შენარჩუნდეს სათანადო მასშტაბით. ძალიან კარგი იქნება, თუ სურათზე გამოჩნდება გლობულური მტევნები. ღია მტევანი და გიგანტური მოლეკულური ღრუბლები არ არის ნაჩვენები ნახატზე. ამ მასშტაბით, მაგრამ შეიძლება ჩამოვთვალოთ. შეიძლება ჩამოთვალოს სხვადასხვა სახისვარსკვლავები (მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები, გიგანტები, სუპერგიგანტები, თეთრი ჯუჯები, ნეიტრონული ვარსკვლავები), ვარსკვლავთშორისი გაზი, ვარსკვლავთშორისი მტვერი, მაგრამ ეს ობიექტები არ არის ასახული ფიგურაში.

ჩვენი გალაქტიკის ტიპიური მოსალოდნელი ნიმუში, რომელიც ჰგავს M31 გალაქტიკას. ისარი (გალაქტიკური დისკი) მიუთითებს მზის სავარაუდო მანძილს გალაქტიკის ცენტრიდან	მაგრამ ჩვენს სტუდენტებს შეუძლიათ აგრეთვე გამოსახონ ბნელი ჰალო ჩვენი გალაქტიკის მანათობელი მატერიის გარშემო. ნებისმიერი ხსენებისთვის ბნელი მატერიარეკომენდებულია ქულების დამატება.

3. დედამიწა, რომელიც მზის გარშემო მოძრაობს ელიფსურ ორბიტაზე, იანვარში თითქმის 5 მილიონი კმ-ით უფრო ახლოსაა მზესთან, ვიდრე ივლისში. რატომ არის იანვარში უფრო ცივი ვიდრე ივლისში?

გამოსავალი. დედამიწაზე ტემპერატურისა და კლიმატის სეზონური ცვლილებების ძირითადი მიზეზი დაკავშირებულია მისი ბრუნვის ღერძის დახრილობის კუთხესთან მზის გარშემო ორბიტის სიბრტყეზე (ეკლიპტიკა), რომელიც არის დაახლოებით 66˚. ეს განსაზღვრავს მზის სიმაღლეს ჰორიზონტზე მაღლა (ზაფხულში ის უფრო მაღალია) და დღის ხანგრძლივობას (ზაფხულში დღე უფრო გრძელია). იმათ. მეტი ზაფხულში მზის ენერგიადაეშვა დედამიწაზე ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში. ზამთარში პირიქითაა. შუა ჯგუფისთვის ეს განსხვავება რამდენჯერმე აღწევს. და ზამთარში დედამიწის მზესთან უფრო დიდი სიახლოვის გამო, ვიდრე ზაფხულში, მიღებული სითბოს განსხვავება მხოლოდ რამდენიმე პროცენტია.

4. ახლა (2013 წლის 27 ოქტომბრის შუადღისას) ვენერა, ნეპტუნი, მერკური, მარსი, იუპიტერი, ურანი და ჯუჯა პლანეტები პლუტონი და ცერერა შესაძლოა ჰორიზონტის ზემოთ იყოს ხილული. რა ჰქვია პლანეტების ამ განლაგებას? რომელი პლანეტა იქნება ხილული ღამით?

გამოსავალი. პლანეტების ამ განლაგებას პლანეტების აღლუმი ეწოდება. სამწუხაროდ, დღეს პლანეტების აღლუმი არ ჩანს საღამოს და ღამით, რადგან პლანეტები ჰორიზონტზე მაღლა დგანან დღისით სატურნი ხილული იქნება.

5. მთვარის ოთხი ძირითადი ეტაპია: ახალი მთვარე, პირველი მეოთხედი, სავსე მთვარე და ბოლო მეოთხედი. ახალ მთვარეზეფ = 0, პირველ კვარტალშიფ = 0.5, სავსე მთვარეზე ფაზა არისფ = 1.0 და ისევ ბოლო მეოთხედშიФ = 0,5. 2006 წლის 29 იანვარი იყო ახალი მთვარე. რა ფაზაში იყო მთვარე 29 მარტს? ცის რომელი მიმართულებით ჩანდა მთვარე ამ დღეს? იმავე დღეს დაფიქსირდა მზის სრული დაბნელება. ეს ორი ასტრონომიული ფენომენის უბრალო დამთხვევაა?

გააკეთეთ განმარტებითი ნახაზი.

პასუხი: შესაბამისად, ახალი მთვარე იქნება 29 მარტსფ = 0. მთვარე არ იქნება ხილული ცის არც ერთი მიმართულებით, რადგან ეს იქნება ახალი მთვარე.

სწორედ ამ დღეს მოხდება მზის სრული დაბნელება, რომელიც მოსკოვში ნაწილობრივი დაბნელების სახით იქნება დაკვირვებული.

ეს არ არის უბრალო დამთხვევა, რადგან მზის დაბნელება მხოლოდ ახალმთვარეობის დროს ხდება.

6.ამჟამად კოსმოსური ხომალდი Cassini იკვლევს და იღებს პლანეტა სატურნს და მის მთვარეებს. სატურნიდან მზემდე მანძილი 29,46 ასტრონომიული ერთეულია. რა მინიმალურ დროში აღწევს მოწყობილობის მიერ მიღებული ინფორმაცია დედამიწამდე?

გამოსავალი.

მინიმალური მანძილი დედამიწიდან სატურნამდე არის 29,46 – 1 = 28,46 AU. = 28,46 150000000 = 4,27 10 9 კმ. სინათლეს აქვს სიჩქარე c = 300,000 კმ/წმ, ამიტომ ინფორმაცია დედამიწას მიაღწევს 4.27 10 დროში. 9 კმ/300000 კმ/წმ = 1.42·10 4 წმ = 3სთ 57მ.

რუსულენოვანი ასტრონომიის ოლიმპიადის სასკოლო ეტაპი

2013-2014 სასწავლო წელი

მუშაობის ხანგრძლივობა 4 საათი

თითოეული დავალება 8 ქულაა

სასკოლო ოლიმპიადა ასტრონომიაში

მე-10 კლასი

1. 2006 წლის 29 მარტს რუსეთში დაფიქსირდა მზის სრული დაბნელება. რატომ შეიძლება მთვარის სრული დაბნელების დაკვირვება ერთდროულად მთელი უზარმაზარი ქვეყნიდან, მაგრამ მზის დაბნელების დაკვირვება შესაძლებელია მხოლოდ რამდენიმე კონკრეტული ადგილიდან და სხვადასხვა დროს? რას ნიშნავს ფაზა? F = 0.65?

გამოსავალი. მზის დაბნელების დანახვა შესაძლებელია მხოლოდ დედამიწის იმ ადგილებში, სადაც მთვარის ჩრდილი გადის. ჩრდილის დიამეტრი არ აღემატება 270 კმ-ს, ამიტომ მზის სრული დაბნელება ერთდროულად ჩანს მხოლოდ დედამიწის ზედაპირის მცირე ფართობზე და ჩრდილის არე მოძრაობს, ამიტომ იგი სხვადასხვა დროს ხდება დაბნელების ზოლის სხვადასხვა წერტილში. . მიუხედავად იმისა, რომ მზის დაბნელება უფრო ხშირად ხდება, ვიდრე მთვარის დაბნელება, მზის დაბნელება იშვიათია დედამიწის ყველა უბანზე. მოსკოვში მზის ნაწილობრივი დაბნელება ფაზასთან ერთად დაფიქსირდება F = 0.65.

მთვარის სრული დაბნელების დროს მთვარე რეალურად მოკლებულია მზის შუქს, ამიტომ მთვარის სრული დაბნელება ჩანს დედამიწის ნახევარსფეროს ნებისმიერი ადგილიდან. მთვარის დაბნელება ყველასთვის ერთდროულად იწყება და მთავრდება გეოგრაფიული წერტილები, ყველა ქვეყნისთვის. თუმცა, ამ ფენომენის ადგილობრივი დრო განსხვავებული იქნება.

1. სურათზე ნაჩვენებია მზის ამოსვლა და ჩასვლა ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში. მიუთითეთ რა არის მხატვრის შეცდომა და დახაზეთ სწორი სურათი.

გამოსავალი. მხოლოდ 21 მარტის და 23 სექტემბრის ბუნიობის დღეებში მზე ამოდის აღმოსავლეთ წერტილში და ჩადის დასავლეთში (ყოველგან).

მაგალითად, მოსკოვისთვის,ϕ =56° , ზაფხულის მზედგომის დღეს მზე ამოდის ჩრდილო-აღმოსავლეთით, ხოლო ზამთრის მზეურის დღეს - სამხრეთ-აღმოსავლეთით.

ამიტომ საჭიროა ჰორიზონტის გვერდების მიმართულებების სხვაგვარად დახაზვა: 21 მარტს აღმოსავლეთის ისარი მზის ამოსვლის წერტილამდე მიმართეთ, ხოლო 21 მარტს დასავლეთის ისარი მზის ჩასვლის წერტილამდე.

1. რა მიმართულებით არის მზისა და მთვარის მოჩვენებითი მოძრაობა ვარსკვლავებთან შედარებით?

რომელ თანავარსკვლავედებს გადის მზე წლის განმავლობაში, რამდენი ასეთი თანავარსკვლავედია?

გამოსავალი.

ვარსკვლავებთან შედარებით, მთვარე მოძრაობს დასავლეთიდან აღმოსავლეთისკენ კუთხური სიჩქარედაახლოებით 13° დღეში.

ვარსკვლავებთან შედარებით, მზე მოძრაობს დასავლეთიდან აღმოსავლეთისკენ დაახლოებით 1 სიჩქარით° დღეში.

მზის ხილული წლიური გზა გადის ცამეტ თანავარსკვლავედზე, დაწყებული გაზაფხულის ბუნიობის წერტილიდან: ვერძი, კურო, ტყუპები, კირჩხიბი, ლომი, ქალწული, სასწორი, მორიელი, ოფიუხუსი, მშვილდოსანი, თხის რქა, მერწყული, თევზები. მათგან თორმეტი ე.წზოდიაქო.

1. ინდური ზღაპარი "თეთრი წყლის შროშანის შესახებ" ამბობს: "ვაბიმ ტყავის ფარდა ასწია და თვალები გაკვირვებისგან დამრგვალდა, როგორც ბუს. ვარსკვლავები - მოლურჯო, მწვანე, პაწაწინა და ოდნავ უფრო დიდი - მხიარულად მოძრაობდნენ სხივებს თითქმის მის ცხვირთან!

რისი ბრალია ეს აღწერა?

გამოსავალი.

ვარსკვლავის ფერი დამოკიდებულია ვარსკვლავის ტემპერატურაზე. მოლურჯო ვარსკვლავებს აქვთ მაღალი ტემპერატურა 12000K-ზე მეტი. მწვანე ვარსკვლავები არ არის. ვარსკვლავების აშკარა ზომები შეესაბამება სხვადასხვა აშკარა სიდიდეს.

"სხივების აღრევა" არის ატმოსფეროს კანკალი.

ამრიგად, არასწორია - მწვანე ფერივარსკვლავები

1. მზე მდებარეობს გალაქტიკის ცენტრიდან 7,5 კმ დაშორებით და მოძრაობს 220 კმ/წმ სიჩქარით. რამდენი დრო სჭირდება მზეს, რომ დაასრულოს რევოლუცია გალაქტიკის ცენტრის გარშემო?

უპასუხე.

T= = წლები

1. თანაბარი მასის ორი ავტომატური პლანეტათაშორისი სადგური (AIS) ახდენს რბილ დაშვებას: პირველი ვენერაზე, მეორე მარსზე. რომელ პლანეტაზე - დედამიწაზე, ვენერაზე თუ მარსზე - აქვთ ამ AMC-ებს ყველაზე დიდი წონა? მიზიდულობის აჩქარება დედამიწაზე და ვენერაზე ერთნაირად ითვლება, ხოლო მარსზე g = 3,7 მ/წმ. 2 .

უპასუხე. ყველაზე დიდი წონა იქნება დედამიწაზე. AMS-ის წონა ვენერაზე ნაკლები იქნება ვიდრე დედამიწაზე მკვრივი ატმოსფეროს გამო (არქიმედეს კანონი). მარსზე AMS-ს ყველაზე ნაკლები წონა ექნება.

რუსულენოვანი ასტრონომიის ოლიმპიადის სასკოლო ეტაპი

2013-2014 სასწავლო წელი

მუშაობის ხანგრძლივობა 4 საათი

თითოეული დავალება 8 ქულაა

სასკოლო ოლიმპიადა ასტრონომიაში

მე-11 კლასი

1. რომელი ვარსკვლავია - არქტურუსი, ვეგა, კაპელა, პოლარისი, სირიუსი - ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი ცის ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში? რომელ თანავარსკვლავედში მდებარეობს და როგორია მისი მოჩვენებითი სიდიდე?

გამოსავალი. ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი ცაში არის სირიუსი. მაგრამ ეს ვარსკვლავი არ არის ჩრდილოეთ ციური ნახევარსფეროს, არამედ სამხრეთის. მაშასადამე, ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავია ვეგა (α ლირა). მას აქვს დაახლოებით ნულოვანი მოჩვენებითი სიდიდე.

2. რა არის დღე მთვარეზე, როგორ ჩანს დედამიწა მთვარეზე მყოფი ასტრონავტისთვის და არის თუ არა მთვარეზე ადგილები, სადაც დედამიწა ამოდის და ჩადის?

გამოსავალი. მზის დღე მთვარეზე უდრის 29,5 დედამიწის დღეს. დედამიწა მთვარეზე პრაქტიკულად უმოძრაოდ კიდია ცაზე და არ აკეთებს იგივე მოძრაობებს, როგორც მთვარე დედამიწის ცაზე. ეს იმის შედეგია, რომ მთვარე დედამიწას ყოველთვის ერთი მხარით უყურებს. მაგრამ მთვარის ფიზიკური ლიბრაციების (რყევის) წყალობით, დედამიწის რეგულარული ამოსვლა და მზის ჩასვლა შეიძლება შეინიშნოს მთვარის დისკის კიდესთან ახლოს მდებარე უბნებიდან. დედამიწა ამოდის და ჩადის (ადის ჰორიზონტზე მაღლა და ეცემა ჰორიზონტზე) დაახლოებით 27,3 დედამიწის დღის პერიოდით.

3. დედამიწაზე წლის სეზონები იცვლება „ანტიფაზაში“ (როდესაც ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში ზაფხულია, სამხრეთ ნახევარსფეროში ზამთარია). დავუშვათ, რომ ჰიპოთეტური პლანეტა ბრუნავს მზის გარშემო უაღრესად წაგრძელებულ ელიფსურ ორბიტაზე, რომლის ნახევრად მთავარი ღერძი ასევე უდრის 1 ა.ე.-ს, ხოლო ბრუნვის ღერძი მისი ორბიტის სიბრტყის პერპენდიკულარულია. როგორ იცვლება სეზონები? როგორ შეიცვლება კლიმატი დედამიწის კლიმატთან შედარებით?

გამოსავალი. ასეთ პლანეტაზე სეზონების შეცვლა მოხდება სინქრონულად და არა ანტიფაზაში, როგორც დედამიწაზე ან მარსზე. აპოჰელიონის მახლობლად მთელ პლანეტაზე, ორივე ნახევარსფეროში, სინქრონულად, იქნება პირობითი ზამთარი, ხოლო პერიჰელიონის მახლობლად პირობითი ზაფხული. „ჩვეულებრივი“, რადგან საყოველთაოდ მიღებული თვალსაზრისით, ასეთი პლანეტის პოლუსებზე მარადიული ზამთარი იქნება... შემდეგ სეზონები, მხოლოდ სითბოს დინებაზეა დამოკიდებული, მთელ პლანეტაზე მხოლოდ ორბიტაზე მდებარეობით განისაზღვრება. , რაც ნიშნავს, რომ ისინი ყველგან სინქრონულად შეიცვლებიან. კლიმატი ასეთ პლანეტაზე, მიუხედავად იგივე ნახევრად მთავარი ღერძის a = 1 AU, უფრო მკაცრი იქნება, ზამთარი უფრო ცივი და გრძელი იქნება კეპლერის მეორე კანონის მიხედვით (როგორც გზა გრძელია, ასევე სიჩქარე უფრო ნელი).

4. ახსენით, რატომ შეძლო სატურნის თანამგზავრმა ტიტანმა ატმოსფეროს შენარჩუნება, მერკური კი არა?

უპასუხე. ტიტანსა და მერკურის მსგავსი მასები და ზომები აქვთ, მაგრამ მერკური უფრო ახლოს არის მზესთან და მისგან გაცილებით მეტ სითბოს იღებს. გახურებულ ატმოსფეროში ნაწილაკებს აქვთ მაღალი სიჩქარითდა უფრო ადვილად დაშორდით პლანეტას. ამიტომ, მერკური არ ინარჩუნებდა ატმოსფეროს. ტიტანის ცივი ატმოსფერო ბევრად უფრო სტაბილურია.

5. ორი ნეიტრონული ვარსკვლავი ბრუნავს საერთო მასის ცენტრის გარშემო წრიულ ორბიტაზე 7 საათის პერიოდით. რა მანძილზე მდებარეობენ ისინი, თუ მათი მასა მზის მასაზე 1,4-ჯერ მეტია? მზის მასა მ◉ = 2·10 30 კგ.

გამოსავალი. ვარსკვლავები ერთმანეთისგან 2R დაშორებით არიან. ფსაფლავი. =G⋅

მეორეს მხრივ, F =

3 ⋅ 10 6 მ, დედამიწის ზომაზე პატარა.

6. ძალიან იშვიათი და უაღრესად საინტერესო ასტრონომიული მოვლენაა პლანეტა ვენერას გავლა მზის დისკზე. 1761 წლის 6 მაისს, პლანეტა ვენერას მზის დისკზე გავლისას, მ.ვ. ლომონოსოვმა აღმოაჩინა ატმოსფეროს არსებობა ვენერას მახლობლად, პირველად სწორად ინტერპრეტაცია მოახდინა მზის კიდის „ამობურცვის“ დროს ვენერას ორმაგი გავლისას მზის დისკის კიდეზე.

ვენერას ტრანზიტები მზის დისკზე დაჯგუფებულია წყვილებში, ერთმანეთისგან 8 წლის ინტერვალით. ხოლო წყვილებს შორის გადის 121,5 წელი ან 105,5 წელი.

აქ მოცემულია ოთხი წყვილის სია:

1. რა პლანეტებმა შეიძლება გაიარონ მზის დისკზე? რომელი მათგანი გადის უფრო ხშირად მზის დისკზე და რატომ?
2. როგორ კვეთს ვენერა მზის დისკს მარჯვნიდან მარცხნივ თუ მარცხნიდან მარჯვნივ?
3. რატომ შეინიშნება ტრანზიტები მხოლოდ ივნისის დასაწყისში და დეკემბერში?
4. რატომ უნდა გაიაროს მინიმუმ 8 წელი ზედიზედ ორ თამაშს შორის?

გამოსავალი. რა პლანეტებმა შეიძლება გაიარონ მზის დისკზე? რომელი მათგანი გადის უფრო ხშირად მზის დისკზე და რატომ?

მერკური და ვენერა შეიძლება გაიარონ მზის დისკზე.

თუ ყველა ორბიტა ზუსტად ერთსა და იმავე სიბრტყეშია, მაშინ თითოეულ ქვედა შეერთებაზე ჩვენ შეგვიძლია დავაკვირდეთ, როგორ ხდება პლანეტის პროექცია მზის დისკზე გარკვეული დროის განმავლობაში, ნელ-ნელა გადაკვეთს მას.მარცხნიდან მარჯვნივ . ამასთან, იმის გამო, რომ მერკურის და ვენერას ფაქტობრივი ორბიტები მიდრეკილია დედამიწის ორბიტის სიბრტყისკენ (შესაბამისად 7,0 და 3,4 გრადუსით), ბევრად უფრო ხშირად შეერთების მომენტებში ორივე ეს პლანეტა გადის მხოლოდ ზემოთ ან ქვემოთ. მზის დისკი, რომელიც საიმედოდ იმალება მის სხივებში და რჩება მიუწვდომელი დაკვირვებისთვის.

ვენერას ორბიტა ეკლიპტიკისკენ არის დახრილი 3,4 გრადუსით, ამიტომ ჩვენ შეგვიძლია დავაკვირდეთ ვენერას მზის ფონზე მხოლოდ იმ მომენტებში, როდესაც ის და დედამიწა ვენერას ორბიტის ერთ-ერთ კვანძთან ახლოს არიან. ივნისსა და დეკემბერში ვენერა მდებარეობს მისი ორბიტის კვანძების ხაზთან - ეკლიპტიკური სიბრტყეში. სხვა თვეებში გადასასვლელი უბრალოდ შეუძლებელია ვენერას ორბიტის ეკლიპტიკური სიბრტყისკენ მიდრეკილების გამო.

მისი აღმავალი კვანძის გრძედი არის 76,7 გრადუსი. იმისათვის, რომ დედამიწამ გაიაროს ასეთი გზა თავისი ორბიტის გასწვრივ გაზაფხულის ბუნიობის წერტილიდან (21 მარტი) (ჩვენ მას წრიულად მივიჩნევთ), საჭიროა

(76,7 °⋅ 365 დღე)/360 ° = 78 დღე.

ჩვენ ვიღებთ ვენერას მზეზე შესაძლო გავლის თარიღს:

თარიღი, რა თქმა უნდა, სავარაუდოა, რადგან კალენდარს (მარტივი ან ნახტომი წელი) შეუძლია მისი შეცვლა 1-2 დღით, ხოლო მზის სასრული კუთხოვანი ზომა შესაძლებელს ხდის მის დისკზე გავლას 2-3 დღით ადრე ან მას შემდეგ, რაც ვენერა გადაკვეთს ეკლიპტიკას (0,5° / ცოდვა 3.4 ° = 8.4 ° ; ვენერა მათ 5 დღეში გადის).

ისე, მეორე შესაძლო თარიღიხდება მაშინ, როდესაც დედამიწა გადის ვენერას ორბიტის დაღმავალ კვანძს - ექვსი თვის შემდეგ.

ბოლო კითხვა ძალიან რთულია.

რატომ უნდა გაიაროს მინიმუმ 8 წელი ზედიზედ ორ თამაშს შორის?

დედამიწამ და ვენერამ ერთდროულად უნდა გაიარონ ვენერას ორბიტალური კვანძის სიახლოვეს 2-3 დღის სიზუსტით, ე.ი. წლის 1/100-მდე. ვენერას ორბიტალი - 0,61521 წელი. მისი თანმიმდევრობით გამრავლებით მთელ რიცხვებზე (1, 2, 3, ...), პირველად ვიღებთ მთელ რიცხვს 1/100-ზე მაღალი სიზუსტით 13-ზე გამრავლებისას:

0,61521 წელი ⋅ 13 = 7,998 წელი

იმათ. ვენერას 13 და დედამიწის 8 რევოლუციის შემდეგ, ისინი კვლავ იყრიან თავს ვენერას ორბიტის არჩეულ წერტილში. თუ ეს იყო ვენერას ორბიტის კვანძი, მაშინ 8 წელიწადში იგივე იქნება.

რაღაც უფრო დიდი უნდა გამეკეთებინა. Კედლის საათიავტომატური სიკაშკაშით.

ეს საათები შესანიშნავია დიდი ოთახებისთვის, როგორიცაა საოფისე დერეფანი ან დიდი ბინა.

ასეთი დიდი კედლის საათის დამზადება არც ისე რთულია ამ ინსტრუქციების გამოყენებით.

საათის ზომის შესაფასებლად შეიძლება ვივარაუდოთ, რომ საათის ერთი სეგმენტი იქნება A4 ქაღალდის ზომა, რაც გაადვილებს შესაბამისი ზომის ფოტოჩარჩოების გამოყენებას.

ნაბიჯი 1. დიდი კედლის საათის კომპონენტები.

მავთულები, გამაგრილებელი, გამაგრილებელი უთო, LED ზოლები არდუინო ნანო DC-DC კონვერტორი LM2596
4 მეტრი LED ზოლი WS2811 სინათლის სენსორი რეალური დროის საათი DS3231
მიკროგადამრთველები

რაც გამოვიყენე ამ პროექტისთვის:

ნაბიჯი 8. საათის დაპროგრამება.

გარკვეული ჩხუბის შემდეგ, მე მოვახერხე საათის მიღება, რომელიც სრულად აკმაყოფილებდა ჩემს საჭიროებებს. დარწმუნებული ვარ, შენ ჩემზე უკეთ შეგიძლია.

კოდი კარგად არის დაწერილი და არ გაგიჭირდებათ მისი გაგება.

თუ თქვენ გჭირდებათ კედლის საათის ფერის შეცვლა, თქვენ უნდა შეცვალოთ ცვლადი 22-ე სტრიქონზე ( int ledColor = 0x0000FF; // გამოყენებული ფერი (თექვსმეტობით)). შეგიძლიათ იხილოთ ფერების სია და მათი თექვსმეტობითი კოდები გვერდზე: https://github.com/FastLED/FastLED/wiki/Pixel-refe…

თუ ჩამოტვირთვის პრობლემა გაქვთ, გამოიყენეთ სარკე: http://bit.ly/1Qjtgg0

ჩემი საბოლოო ესკიზის ჩამოტვირთვა შესაძლებელია.

ნაბიჯი 9. გააკეთეთ რიცხვები პოლისტიროლის გამოყენებით.

საჭრელი ბაზა საჭრელის სამუშაო სხეული ზოგადი ფორმასაჭრელი
საჭრელის შედეგი

თითოეული სეგმენტი დავჭრათ დასაწყისში დაბეჭდილ შაბლონში.
პოლისტირონის დაჭრა შესაძლებელია ბასრი დანით, რაც საკმაოდ რთულია, ან მარტივი მოწყობილობით, რომელიც დამზადებულია ნიქრომის მავთულის ან გიტარის სიმისგან და რამდენიმე ცალი OSB დაფის.

თქვენ ხედავთ, როგორ გავაკეთე ეს ზემოთ მოცემულ სურათებში.

საჭრელის კვებისათვის გამოვიყენე 12 ვ დენის წყარო.

ჭრის შედეგად უნდა მიიღოთ ოთხი სეგმენტი დიდი საათი, რომელთაგან ერთ-ერთი ნაჩვენებია ფოტოზე.

ნაბიჯი 10. წებოვანა ნომრები და დაფარავს ყველაფერს დიფუზორით. ბოლო დიდი კედლის საათი.

ანათებს დღის განმავლობაში ანათებს ღამით

კედლის საათის ოთხივე ნომრისა და წერტილის ამოჭრის შემდეგ, ყველა მუყაოზე წებოთი LED ზოლები(პროცესის გასაადვილებლად ორმხრივი ლენტი გამოვიყენე)

ძნელის გასაფანტად დიოდური განათებაპოლისტიროლის ნომრების თავზე ორი ფურცელი გამოვიყენე. მოხერხებულობისა და ესთეტიკისთვის, მე გამოვიყენე A2 ზომის ქაღალდი შუაზე დაკეცილი.

ყველა ამ ნაბიჯის დასრულების შემდეგ, მე მოვათავსე დიდი კედლის საათის შეკრება შესატყვის დიდ ფოტო ჩარჩოში.

ეს საათი ძალიან შთამბეჭდავი და თვალისმომჭრელი აღმოჩნდა. ვფიქრობ, რომ ასეთი დიდი კედლის საათი შესანიშნავად დაამშვენებს ბევრ ოთახს.

კონტაქტში