Бывают ли плоские звёзды.

Одинокая звезда — что одинокий человек. Зато когда они объединяются в пары, их жизнь наполняется событиями. Обмениваясь веществом, звезды могут «омолаживаться», становиться переменными, порождать яркие рентгеновские источники. Некоторые двойные распадаются после феерического взрыва сверхновой. Но порой случаются куда более грандиозные катаклизмы, когда звезды сливаются в последнем смертельном объятии. Одиночкам такой финал недоступен. Рис. вверху SPL/EAST NEWS

Представьте себе красивую спиральную галактику. В ней около тысячи миллиардов звезд. Представьте вторую такую же. Теперь давайте столкнем их. Огромные звездные системы свободно проходят сквозь друг друга, лишь причудливо деформируясь под действием взаимного притяжения. Оказывается, звезды при этом не сталкиваются — слишком далеко друг от друга они расположены. Если сделать модель Галактики, представив Солнце шариком диаметром в один сантиметр, ближайшие звезды окажутся на расстоянии около 300 километров. Так что звезда в своей жизни очень одинока, если только судьба не подарила ей звезду-компаньонку.

Двойные звезды встречаются довольно часто. Причем с увеличением массы шансы звезды обрести соседку возрастают: среди звезд-тяжеловесов свыше половины имеют пару. Но даже среди маломассивных звезд около трети находится в составе двойных.

Впрочем, звезды, составляющие систему Альбирео, лишь на первый взгляд кажутся двойняшками, а при ближайшем рассмотрении оказываются тройняшками. Более яркая оранжевая звезда на самом деле сама является двойной, но заметно это лишь в крупные телескопы.

Существуют системы не только из трех, но и из четырех, пяти, шести и даже семи звезд. Правда, их компоненты все равно норовят разбиться на пары. Например, если посмотреть на яркую звезду ε (эпсилон) Лиры в небольшой телескоп, мы увидим, что она двойная (некоторые могут видеть эту пару даже невооруженным глазом). Более мощный инструмент покажет, что каждая из звезд этой пары сама является парой. Наконец, детальные исследования говорят, что одна из четырех звезд является очень тесной двойной.

Такая бинарная пространственная организация не случайна. Она позволяет звездной системе жить долго. Даже если попробовать создать тройную звезду, в которой все светила находятся примерно на равном расстоянии от общего центра масс и «вытанцовывают» вокруг него по замысловатым траекториям, такой «танец» скоро прервется — одна из звезд будет навсегда выброшена из системы. Единственный надежный способ добиться устойчивости для системы высокой кратности (то есть состоящей из трех и более звезд) — это создать ее иерархической. Но тогда взаимодействовать и влиять на эволюцию своих ближайших соседей смогут не все звезды, а лишь те, что находятся в самом низу иерархии. Между остальными членами системы расстояния так велики, что заметного воздействия друг на друга они не оказывают и эволюционируют как одиночные звезды.

Краткая биография одиночной звезды

Жизненный путь одиночной звезды — это последовательная смена основного источника энергии. Сначала сжимающаяся протозвезда разогревается за счет выделения гравитационной энергии. Затем начинаются термоядерные реакции, в ходе которых водород превращается в гелий. В этом состоянии звезда проводит большую часть своей жизни. После исчерпания водорода в ядре звезды могут «гореть» и более тяжелые элементы вплоть до железа. Звезда при этом становится красным гигантом или сверхгигантом. В конце концов, потеряв оболочку, она в зависимости от начальной массы превращается в белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. Продолжительность жизни звезды также определяется массой: чем звезда массивнее, тем ярче она светит и тем быстрее сжигает запас своего топлива. В течение жизни масса одиночной звезды уменьшается за счет звездного ветра. Чем больше масса — тем сильнее ветер. У Солнца ветер слабый и потеря массы незначительна, а вот у массивных звезд «сдувается» заметная доля вещества. Увеличить массу для одинокой звезды невозможно.

Ты — мне, я — тебе

Для астрофизиков наибольший интерес представляют именно тесные двойные системы. Во-первых, взаимодействие может менять массу звезд — главный параметр, определяющий их свойства. Во-вторых, в процессе обмена массой могут возникать необычные яркие источники излучения, что делает жизнь светила разнообразнее и интереснее для изучения.

Рассмотрим две близкие звезды, мысленно нарисуем соединяющую их линию и рассчитаем, где на ней находится центр масс системы. Если точно в нем поместить камешек, он там и останется — силы притяжения со стороны двух звезд в точности уравновесятся. Если же сместить его в сторону одной из звезд, он станет обращаться вокруг нее по орбите. Иначе говоря, каждая из компонент пары окружена своей «областью влияния», а центр масс — критическая точка, которую называют внутренней точкой Лагранжа. Вещество в такой области вращается вокруг одной из звезд пары, то есть контролируется ее гравитационным полем.

Обычно звезды находятся глубоко внутри своих полостей Роша — областей, где доминирует гравитация одной из компонент двойной системы. Каждая из них надежно удерживает свое вещество, мешая ему покинуть поверхность. Пока сохраняется такое положение дел, звезды системы эволюционируют как одиночные. Но на поздних этапах жизни, когда звезда становится красным гигантом, ее размеры увеличиваются в сотни раз. В результате она рискует не поместиться в своей полости Роша, и тогда ее вещество начнет перетекать на другую звезду — так появляется взаимодействующая двойная.

В двойной системе более массивная звезда первой достигает стадии красного гиганта, поскольку чем больше масса, тем быстрее идет эволюция. Однако с началом взаимодействия меньшая звезда пары начинает наращивать массу за счет соседки. Значит, те, кому вроде бы суждено было стать белым карликом, могут окончить свои дни нейтронной звездой или даже черной дырой. С другой стороны, массивные звезды, быстро старея, могут «перебросить» часть вещества на соседку меньшей массы и выглядеть после этого моложе ее. Именно этим объясняется так называемый парадокс Алголя: у этой затменно-двойной звезды в созвездии Персея менее массивная компонента находится на более поздней стадии эволюции, чем более массивная. Наконец, звезды могут даже слиться друг с другом.

Как правило, если звезды начали обмениваться веществом, то «разовой акцией» это не ограничивается. В при МГУ разработана программа под названием «Машина сценариев» (http://xray.sai.msu.ru/sciwork/scenario . html), предназначенная для расчета судеб двойных звезд. Один из построенных с ее помощью эволюционных треков достаточно типичен и описывает историю двух звезд с массами 12 и 9 солнечных, которые обращаются по орбите, примерно в два с половиной раза превосходящей земную орбиту вокруг Солнца. Более массивная звезда первой заполняет свою полость Роша, и ее вещество начинает перетекать на соседку через внутреннюю точку Лагранжа. Кроме того, часть вещества рассеивается вокруг системы и не участвует в ее дальнейшей эволюции. Когда обмен веществом завершается, первая звезда «худеет» почти в четыре раза, а вторая несколько «поправляется». Кроме того, система стала гораздо компактнее и легче за счет потери вещества. Через несколько миллионов лет компонента, которая вначале была более массивной, взрывается как сверхновая, превращаясь в нейтронную звезду. Но это не значит, что ее судьба теперь окончательно определена, ведь она находится в тесной двойной системе.

Спустя некоторое время наступает черед второй звезды стать красным гигантом. Она тоже заполняет свою полость Роша, и ее вещество начинает перетекать на нейтронную звезду. При этом оно разогревается до миллионов градусов и в галактике загорается яркий рентгеновский источник. Пока происходит перетекание, орбита двойной уменьшается в размерах: во-первых, часть энергии орбитального движения звезд уносит вещество, покидающее систему, во-вторых, к этому приводит выравнивание масс компонент. Последнее легко понять, если учесть, что более тяжелая звезда находится ближе к центру масс системы, а значит скорость ее орбитального движения меньше. Если перенести кусочек ее вещества на более быстро движущуюся соседку, та немного притормозит, а значит, приблизится к центру масс.

Уменьшение орбиты приводит к катастрофическим для системы последствиям: нейтронная звезда попадает внутрь звезды-гиганта. Образуется так называемый объект Торна — Житков. Существование подобных объектов было предсказано в 1977 году Кипом Торном и Анной Житков, однако пока обнаружить их не удается. Окончательным итогом эволюции системы является одиночная черная дыра. И это при том, что по отдельности звезды исходной пары не могли бы породить такой компактный объект.

Если взять массу второй звезды поменьше, скажем, не девять, а две массы Солнца, оставив все прочие параметры без изменения, судьба системы сложится совсем по-другому. Слияния звезд в ней не произойдет. Вместо этого будет несколько стадий обмена веществом, появится яркий (и снова вторая звезда будет при этом перетекать на нейтронную звезду, образовавшуюся из первой), но финалом станет не черная дыра, а пара: нейтронная звезда — белый карлик. Можно еще чуть-чуть изменить параметры и снова получить заметные отличия в эволюции. Таким образом, существует огромное разнообразие тесных двойных систем.

Как «взвесить» сладкую парочку

Наблюдая скорости звезд в двойной системе и зная период обращения, можно определить их массы. Все вроде бы легко и просто. Но не тут-то было! Скорости измеряются по эффекту Доплера: когда звезда движется к нам, линии в ее спектре смещаются в синюю сторону, когда от нас — в красную. Иными словами, измеряется не полная скорость звезды, а только ее проекция на луч зрения. Например, если смотреть на систему перпендикулярно плоскости ее орбиты, скорости звезд вдоль луча зрения будут просто равны нулю. Если же на эту систему посмотреть с ребра, будут регистрироваться полные орбитальные скорости. Выходит, для определения реальных орбитальных скоростей нужно еще знать, под каким углом мы рассматриваем двойную систему. К сожалению, определить угол удается далеко не всегда. В таких случаях обычно указываются условные массы, вычисленные в предположении, что орбита наблюдается с ребра, но при этом астрономы всегда помнят, что с учетом угла наклона орбиты к лучу зрения массы почти наверняка окажутся больше. Например, если окажется, что наклон орбиты составляет 45 градусов, то условные массы надо увеличить в 2,8 раза. Точнее всего массы определяются в системах, где происходят взаимные затмения звезд. Размеры звезд малы по сравнению с орбитой, по которой они движутся, и поэтому затмения возможны только при очень малых углах, когда систему видно почти с ребра. В таких редких случаях, особенно когда определены скорости обеих звезд, можно делать точные оценки масс.

Эффективная аккреция

Из всех проявлений тесных звездных пар наиболее известны, пожалуй, рентгеновские двойные. Эта стадия наступает в жизни многих взаимодействующих двойных, когда одна из компонент системы, став нейтронной звездой или черной дырой, захватывает, или, как говорят астрономы, аккрецирует, вещество соседки. Если звезда-донор заполнила свою полость Роша, превратившись в гиганта, то реализуется режим дисковой аккреции, при этом возникают наиболее мощные источники. Из-за того что компоненты двойной системы обращаются вокруг общего центра масс, вещество не может прямо упасть с одной звезды на другую. Перетекая через внутреннюю точку Лагранжа, оно закручивается вокруг компактного объекта мощным аккреционным диском. Интересно, что если звезда-донор достаточно массивна, диск может образоваться даже и без заполнения ею своей полости Роша: с поверхности таких звезд может истекать довольно сильный звездный ветер, который частично перехватывается компактным объектом и подпитывает рентгеновский источник.

Аккреция — это на удивление эффективный процесс получения энергии. Если взять кирпич и бросить его на нейтронную звезду, то при ударе о поверхность выделится столько же энергии, сколько при взрыве мощной ядерной боеголовки. Однако чаще основное энерговыделение происходит в аккреционном диске. Вещество, вращаясь вокруг нейтронной звезды или черной дыры, за счет вязкости разогревается до миллионов градусов. Такой диск испускает в основном рентгеновские лучи, так как чем выше температура вещества, тем более энергичные кванты уносят энергию.

Мир рентгеновских двойных открылся исследователям в 1960-х годах. Первый большой прорыв в изучении неба в рентгеновских лучах был связан с работой американского спутника «Ухуру» (UHURU), с помощью которого на небе удалось открыть свыше трех сотен рентгеновских источников. Большинство из них оказались аккрецирующими двойными системами с нейтронными звездами или черными дырами.

С 1970-х годов в космосе постоянно работают рентгеновские обсерватории. Сейчас на орбите находится сразу несколько крупных рентгеновских телескопов. Это знаменитый американский спутник Chandra, европейский XMM-Newton и один из последних международных проектов INTEGRAL, запущенный в 2002 году, с материалами с которого работают и российские астрономы.

Гравитационные волны и слияние звезд

Двойная система из массивных звезд может породить пару, состоящую из нейтронных звезд или черных дыр. Если расстояние между двумя компактными объектами невелико, финалом эволюции станет их слияние. Происходит это из-за гравитационных волн, которые излучает двойная система. Эти волны, согласно общей теории относительности, испускаются любой двойной системой, однако эффект тем сильнее, чем массивнее объекты и чем ближе они друг к другу. Унося энергию и угловой момент системы, гравитационные волны заставляют звезды сближаться. Уже открыто несколько двойных систем с нейтронными звездамирадиопульсарами, в которых наблюдается сокращение орбиты за счет излучения гравитационных волн. Если эффект от падения кирпича на нейтронную звезду сравним с ядерным взрывом, что же будет, когда столкнутся две нейтронные звезды, каждая массой больше Солнца?! Энергии при этом выделится больше, чем при взрыве сверхновой. Частично ее уносят электромагнитные гамма-кванты, частично — нейтрино, а остальное приходится на гравитационные волны, мощность которых столь велика, что это, пожалуй, единственный шанс непосредственно их зарегистрировать (кстати, слияние черных дыр вообще можно наблюдать только таким способом). Для этого уже построены гравитационные детекторы LIGO и VIRGO. Пока их чувствительности недостаточно, но астрофизики уверены, что после модернизации данные установки будут наблюдать по нескольку слияний звезд в год. Пока же слияния нейтронных звезд, возможно, наблюдаются как короткие гамма-всплески. Более длинные импульсы гаммаизлучения (свыше нескольких секунд) сейчас связывают с коллапсом быстровращающихся ядер очень массивных звезд. А вот секундные вспышки, скорее всего, возникают на финальной стадии «танца» пары нейтронных звезд, когда после все ускоряющегося кружения они соединяются, частично теряя вещество, которое образует быстро вращающийся диск.

Сверхновые как с конвейера

Обычно сверхновые ассоциируются с финальным аккордом в жизни массивной звезды, когда, исчерпав запасы ядерного топлива, она коллапсирует, превращаясь в нейтронную звезду или черную дыру. Однако сверхновые бывают разных типов. Один из подклассов, получивший обозначение Ia, имеет иную природу. В отличие от других сверхновых все вспышки типа Ia очень похожи друг на друга. Кажется, что взрываются почти «стандартные» объекты. Современная астрофизика говорит, что это взрывы белых карликов в тесных двойных системах. Эти компактные объекты устойчивы, пока их масса мала. Если же она доросла до некоторого критического значения, называемого пределом Чандрасекара, то белый карлик теряет устойчивость. Происходит взрыв. Предел Чандрасекара составляет примерно 1,4 массы Солнца. Универсальность этой критической массы определяет однородность свойств сверхновых типа Ia. Масса звезд может увеличиваться только во взаимодействующих двойных системах. Не было бы таких систем — не было бы и сверхновых типа Ia, а они между тем очень полезны в астрономическом «хозяйстве». Десять лет назад исследования именно этих вспышек дали первые серьезные аргументы в пользу ускоренного расширения Вселенной. Сейчас NASA планирует запуск специального спутника — SNAP (SuperNova Acceleration Probe), который будет искать далекие сверхновые типа Ia, чтобы уточнить данные о космологическом расширении. Теория взрывов сверхновых еще далека от завершения, хотя современные компьютерные модели позволили достичь некоторого прогресса. Тем не менее, до сих пор неизвестно даже, какие звезды поставляют вещество на белые карлики, которые потом взрываются сверхновыми типа Ia. Например, это могут быть обычные маломассивные звезды, но не исключено, что такие сверхновые возникают в системах из двух белых карликов, когда вещество с одного перетекает на другой (это происходит, когда размеры орбиты сократились за счет излучения гравитационных волн). Последнее слово тут, по всей видимости, за наблюдателями, а не за теоретиками.

Расставание светил

Звездные пары разрушаются в двух случаях. Во-первых, может вмешаться «звезда-злодейка», близкий пролет которой мимо пары может привести к обмену партнерами. Во-вторых, одна из звезд может взорваться как сверхновая. При этом в окружающее пространство выбрасывается значительная доля ее массы. Пару удерживает взаимная сила гравитации. Если сброшено больше половины суммарной массы, система становится гравитационно не связанной и звезды разлетаются. Кроме того, взрывы сверхновых асимметричны, в результате образующийся компактный объект получает в момент взрыва толчок, дополнительную скорость. Если она велика в сравнении с орбитальной скоростью в двойной, то это также приводит к разрыву звездной пары. Поэтому, несмотря на то, что более половины массивных звезд, порождающих затем нейтронные звезды или черные дыры, входит в двойные системы, доля двойных среди компактных объектов гораздо меньше.

О пользе двойных систем

Астрофизика выделяется среди естественных наук тем, что с объектами, которые она изучает, невозможно экспериментировать. Нельзя даже поднести к ним «поближе» какие-то приборы. Поэтому исследователи рады использовать любые варианты «природных датчиков». Звезды в тесной двойной как раз и служат «датчиками» друг для друга. Например, если в процессе обращения по орбите в системе случаются затмения, когда одна звезда заслоняет другую, то можно получить точную оценку их размеров. Но самое главное, конечно, это возможность измерять массы звезд в двойных системах.

Сейчас специалисты с легкостью говорят: «Чем массивнее звезда, тем...» А когда-то измерение масс звезд казалось фантастикой. В самом деле, как взвесить летящий в пустоте одинокий газовый шар? Иное дело, если вокруг него под действием силы тяжести крутится другой объект. В этом случае, измерив орбитальный период и скорости движения звезд в двойной системе, можно по законам небесной механики оценить их массы.

Самые точные измерения проведены для пульсаров в двойных системах. Пульсары, как известно, это нейтронные звезды, испускающие периодические радиоимпульсы. Строгая периодичность объясняется вращением этих компактных объектов вокруг своей оси. На сегодня известно почти 2 тысячи таких источников, и несколько десятков из них входят в двойные системы. Поскольку пульсары являются очень точными часами, то по ним можно проводить прецизионные измерения.

За открытие и изучение первой системы из двух нейтронных звезд — PSR B1913+16 — Рассел Халс и Джозеф Тейлор были удостоены Нобелевской премии по физике за 1993 год. Столь высокая оценка объяснима. В тесной системе из двух компактных объектов, согласно общей теории относительности (ОТО), должно происходить мощное излучение гравитационных волн. Волны уносят энергию и угловой момент, а значит, компоненты двойной сближаются. Эффект невелик, поэтому орбитальный период и другие параметры нужно измерять с очень высокой точностью. Было показано, что нейтронные звезды в системе PSR B1913+16 сближаются в полном соответствии с теорией. Кроме этого, удалось проверить и некоторые другие эффекты, предсказываемые ОТО. На сегодняшний день известно еще несколько пар нейтронных звезд. Большие надежды возложены на наблюдения очень тесной пары PSR J0737-3039, открытой в 2003 году. В ней обе нейтронные звезды видны как радиопульсары. Это позволяет достаточно быстро (за несколько лет) и точно измерить несколько эффектов ОТО. Нейтронные звезды в этой системе совершают 10 оборотов в сутки по орбите радиусом 400 тысяч километров — примерно как Луна вокруг Земли. Из-за гравитационных волн с каждым оборотом радиус орбиты сокращается на 0,7 миллиметра, и примерно через 85 миллионов лет они столкнутся. Но уже в недалеком будущем эта система может позволить проверить эффекты, которые пока недоступны для исследования с помощью других пульсаров.

Одним из типов тесных двойных систем с нейтронными звездами очень заинтересовались специалисты по ядерной физике. Дело в том, что нейтронные звезды — это единственный вид «лаборатории», где можно изучать поведение вещества при плотностях раз в 10 выше ядерной. Конечно, сверхплотное вещество спрятано в самой глубине нейтронных звезд и непосредственно не наблюдается, но способ узнать о его свойствах существует — это наблюдение за остыванием компактных объектов. В некоторых двойных системах нейтронные звезды какое-то время аккрецируют вещество соседки, а потом этот процесс прекращается, и мы видим остывающий компактный объект, немного подогреваемый ядерными реакциями в его коре. Зная сколько вещества падало на звезду и измеряя ее светимость в отсутствие аккреции, можно проверять теории остывания нейтронных звезд и уточнять свойства вещества в их недрах.

Таким образом, и для астрономов, и для физиков двойные системы представляют огромный интерес. Если бы не парные «танцы» звезд и сложные взаимоотношения между ними, исследователям было бы гораздо труднее продвигаться в изучении законов природы.

Звезды любого размера — от красных карликов до голубых сверхгигантов — имеют примерно сферическую форму.

Аккреционный диск Аккреционный диск – это структура, которая образуется из вещества, вращающегося вокруг центрального тела – молодой звезды или протозвезды, белого карлика, нейтронной звезды или черной дыры. Вещество диска под действием гравитации по спирали падает на центральную звезду, при этом происходит разогрев вещества, что порождает электромагнитное излучение, длина волны которого зависит от типа звезды. Диски вокруг молодых звезд и протозвезд излучают в длинноволновом (инфракрасном) диапазоне, а вокруг компактных массивных объектов типа нейтронных звезд и черных дыр – в коротковолновом (рентгеновском).

И все же в космосе есть великое множество объектов, которые вполне соответствуют столь экстравагантному титулу. Их научное название — аккреционные диски. Звезды, подобно людям, предпочитают объединяться в пары — так называемые бинарные системы. Это столь частое явление, что классик американской астрономии Цецилия Пейн-Гапочкин, которая первой доказала, что вещество Вселенной в основном состоит из водорода, как-то пошутила, что три из двух выбранных наудачу звезд входят в состав какой-нибудь бинарной системы.

Сбежать к соседу

Для определенности сначала остановимся на бинарных системах, состоящих из нормальных (то есть сжигающих водород) звезд главной последовательности, обращающихся вокруг единого центра инерции. Каков типичный механизм переноса вещества внутри достаточно тесной звездной пары? Как правило, обе звезды порождены одним и тем же молекулярным облаком и потому имеют одинаковый состав, но различные начальные массы. Более тяжелая звезда первой сжигает запасы водорода, теряет стабильность, многократно увеличивается в размере и превращается в красный гигант. При этом она может не только заполнить свою полость Роша, но и выйти за ее пределы. В таком случае центр звезды уже не сможет удержать своим тяготением вещество раздувшейся оболочки, и звезда начнет терять вещество. Значительная часть этого газа пройдет сквозь горловину на стыке полостей Роша и попадет в гравитационный плен к звезде-компаньонке. Из-за исхудания звезды-донора ее полость Роша будет стягиваться, из-за чего скорость утечки вещества со временем увеличится. Даже когда сравняются массы звезд, утечка только замедлится, но не прекратится вовсе.

Аккреционный диск — это структура, которая образуется из вещества, вращающегося вокруг центрального тела — молодой звезды или протозвезды, белого карлика, нейтронной звезды или черной дыры. Вещество диска под действием гравитации по спирали падает на центральную звезду, при этом происходит разогрев вещества, что порождает электромагнитное излучение, длина волны которого зависит от типа звезды. Диски вокруг молодых звезд и протозвезд излучают в длинноволновом (инфракрасном) диапазоне, а вокруг компактных массивных объектов типа нейтронных звезд и черных дыр — в коротковолновом (рентгеновском).

Перенос вещества знаменует начало сложной эволюции звездной пары. Вторая (менее массивная) звезда захватывает материю соседки и увеличивает свой угловой момент. Чтобы сохранить суммарный момент бинарной системы, звезды сближаются. Позже, когда первая звезда становится легче компаньонки, они начинают расходиться — опять же в силу сохранения общего углового момента. Однако если вторая звезда успеет выйти за границы своей полости Роша, она тоже окажется обречена на потерю плазмы.

Эти превращения чреваты различными исходами, и астрономы пока не умеют их точно моделировать. Однако не подлежит сомнению, что часть выброшенной материи выходит на орбиты, целиком окружающие звездную пару. Чаще всего эта материя образует плоское вращающееся кольцо, которое называется диском экскреции (от лат. excretio — «выделение»). В особых обстоятельствах звездная пара может даже утонуть в шарообразном газовом облаке, порожденном ушедшей в пространство плазмой. Вто же время каждая звезда имеет шансы обзавестись своим собственным колечком поменьше и поплотнее — аккреционным диском (accretio, «прирост»). Возможны и более экзотические сценарии (такие как столкновение и слияние звезд или же съедение соседки более крупной звездой), но в такие дебри мы не станем даже заглядывать.

Полости Роша разграничивают области гравитационного влияния каждого из компаньонов в двойной звездной системе. Все, что находится внутри соответ-ствующей полости, может обращаться только вокруг «своей» звезды. Перетекать из одной полости в другую вещество может только через «горловину», соединяющую полости.

До сих пор речь шла о нормальных звездных парах, но для запуска аккреции вполне достаточно, чтобы всего один партнер обладал газовой оболочкой, способной раздуваться и уходить сквозь горловину полости Роша. Поэтому аккреция возникает, и когда бинарная система объединяет обычную звезду с телом из вырожденной материи, то есть белым карликом, или нейтронной звездой, или даже с черной дырой (исторически аккреционные диски впервые обнаружили при наблюдении белых карликов, имеющих в компаньонах обычные звезды). Более того, именно такие аккреционные процессы имеют наиболее эффектные последствия. Хорошие примеры — взрыв сверхновой типа Iа, обусловленный длительной аккрецией на поверхность белого карлика, почти достигшего верхнего предела своей массы, а также возникновение рентгеновского пульсара, вызванное аккрецией на сильно намагниченную нейтронную звезду. Тем не менее аккреционные диски в системах обычных двойных звезд более типичны — хотя бы потому, что таких пар гораздо больше.

Центрами аккреции могут оказаться и одиночные космические объекты. Любое тело, окруженное газовой или газопылевой средой, притягивает ее частицы, и они могут либо на его поверхность, либо формировать аккреционный диск (что с успехом делают молодые звезды, недавно сформировавшиеся из газопылевых облаков). Однако все же наиболее интересные феномены наблюдаются в аккреционных дисках, возникших в тесных бинарных системах.

Полости Роша

Каждая звезда окружена областью пространства, где господствует ее собственное притяжение, а не гравитация соседки. Размер этой зоны, естественно, зависит от массы звезды. Если такие области пересечь плоскостью, в которой движутся оба светила, получится нечто вроде восьмерки — две вытянутые в линию петельки с единственной общей точкой на отрезке, соединяющем звездные центры (для большей наглядности придется остановить время, ведь эта фигура вращается). В этой точке каждая из звезд тянет в свою сторону с одинаковой силой, и суммарный вектор гравитации оказывается равным нулю. Ее называют первой точкой Лагранжа, хотя вообще-то двумя десятками лет ранее ее выявил Леонард Эйлер.

Пространственные пузыри, о которых идет речь, математически описал Эдуард Рош, французский астроном и математик XIX века, и в его честь их именуют полостями Роша. Космические частицы внутри полости Роша могут вращаться лишь вокруг той звезды, которую эта полость охватывает. Эта же теория утверждает, что вещество может перетекать между звездами сквозь горловину, соединяющую полости, то есть через окрестности первой точки Лагранжа. Материя, которая находится вне полостей, может стабильно обращаться вокруг звездной пары в целом, но ее траектории не ограничиваются путями, охватывающими одну-единственную звезду.

Вся сила в трении

Природа, как известно, сложнее всякой теории. Потерянная звездой-донором материя может мигрировать не только сквозь узкое сопло на стыке полостей Роша, но и более сложным путем, однако в любом случае не покидает орбитальной плоскости бинарной системы. Аккреционные диски возникают тем легче, чем меньше расстояние между космическими компаньонами и геометрический размер тела, к которому движутся плазменные потоки. Это легко понять — члены пары вращаются друг вокруг друга, и у частиц больше шансов не упасть на малую цель, а выйти на охватывающую ее орбиту. Поэтому аккреция на белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры- самый эффективный механизм дискообразования. Дело это не быстрое, годовая скорость транспорта вещества от звезды-донора не превышает миллиардной доли солнечной массы. Сначала «принимающее» тело обзаводится свитой в виде узкого кольца, а диск формируется позднее.

Частицы внутри него имеют разные скорости, которые, в соответствии с третьим законом Кеплера, возрастают по мере приближения к центральному телу (именно поэтому Меркурий обращается вокруг Солнца быстрее, нежели Земля). В результате в веществе диска возникает внутреннее трение, которое гасит кинетическую энергию частиц и заставляет их двигаться по спиральным траекториям. Некоторые частицы в конце концов падают на поверхность притягивающего объекта, будь то атмосфера обычной звезды, твердая корка звезды нейтронной или горизонт событий черной дыры. Так что диск непрерывно теряет вещество, но в то же время непрерывно получает новое от звезды-донора.

Используя инструмент Large area Telescope (LAT) космической гамма-обсерватории Fermi, астрономам в 2009 году впервые удалось доказать, что микроквазары могут испускать гамма-излучение высоких энергий, причем за счет не аккреции, а более сложного механизма. Более крупная звезда в двойной системе Лебедь X-3 — это звезда Вольфа-Райе с температурой поверхности более 100 000 К. Она и второй компаньон (нейтронная звезда или черная дыра) с аккреционным диском обращаются вокруг общего центра масс с периодом около пяти часов. Максимум интенсивности гамма-излучения наблюдается, когда релятивистский компаньон находится с дальней (относительно Земли) стороны крупной звезды, — это означает, что гамма-излучение возникает за счет обратного эффекта Комптона — рассеяния ультрафиолетовых фотонов звезды на горячих релятивистских электронах джетов, разогнанных магнитным полем компактного компаньона.

Это же трение нагревает вещество диска и превращает его в источник электромагнитного излучения. Диск становится светящимся объектом — фигурально говоря, плоской звездой. В максимуме температура внутренней зоны диска может составлять десятки миллионов градусов. Этого достаточно для генерации рентгеновских квантов, что и происходит в дисках вокруг нейтронных звезд и черных дыр звездной массы. Центральная зона такого диска светит ультрафиолетом, а внешняя, чья температура обычно не превышает температуры солнечной поверхности, испускает лучи видимого спектра. Как правило, диски вокруг белых карликов не нагреваются более чем до 20 000 градусов иих спектр не простирается дальше ультрафиолетовой зоны. Самые холодные аккреционные диски, окружающие протозвезды и молодые звезды, способны генерировать лишь инфракрасное излучение. Таким образом, по ширине спектра излучения плоские звезды не уступают обычным.

Идея фрикционного (обусловленного трением) нагрева диска выглядит простой и естественной, однако это всего лишь видимость. Подобный нагрев нельзя объяснить простым столкновением газовых молекул — в этом случае температуры внутри диска будут много ниже наблюдаемых в действительности. Пока его механизмы понятны лишь в общих чертах, но, как говорится, дьявол скрывается в деталях. Одна из весьма популярных ныне теорий объясняет генерацию тепла возникновением магнитно-ротационной нестабильности — турбулентных вихревых потоков, связанных магнитными полями. Так ли это, еще предстоит выяснить.

Система Лебедь X-3 представляет собой пару из горячей массивной звезды и компактного релятивистского объекта (нейтронной звезды или черной дыры), который выбрасывает джеты — релятивистские струи вещества, излучающего в радиодиапазоне. Астрономы называют такие объекты микроквазарами, поскольку по своим свойствам — излучение в очень широком диапазоне, быстрое изменение блеска и радиоизлучающие джеты — они напоминают квазары и блазары с очень массивными черными дырами в центре, но в миниатюре. На иллюстрации — фото, сделанное в гамма-диапазоне космической гамма-обсерваторией Fermi в области созвездия Лебедя. Кружком обведен Лебедь X-3, впервые обнаруженный в 1966 году как мощный источник рентгеновского излучения. Более яркие точки — это пульсары.

Живой и светится

Аккреционные диски не перестают удивлять астрономов. Профессор Техасского университета Крейг Уилер как-то отметил, что они живут своей собственной жизнью. Аккреционный диск способен изменять светимость, причем в весьма широких пределах. Это не универсальное правило — некоторые диски стабильно излучают электромагнитную энергию, а некоторые вспыхивают лишь время от времени. Как раз такое поведение характерно для дисков, окружающих компактные объекты — белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры.

Наиболее типичная (но отнюдь не единственная) причина таких вспышек состоит в том, что интенсивность фрикционного нагрева диска в значительной мере зависит от его температуры. При нагреве не выше нескольких тысяч градусов вещество диска прозрачно для инфракрасного излучения и быстро теряет тепло. В этих условиях трение довольно слабое, частицы диска не особенно тормозятся и в большинстве остаются на стабильных орбитах, не стягивающихся к центру аккреции.

Однако температура диска определяется также его плотностью, которая связана с темпом поступления вещества от звезды-донора. Если она подпитывает диск достаточно щедро, плотность его вещества растет, диск постепенно теряет прозрачность и все лучше удерживает тепло. Поскольку он при этом нагревается, прозрачность еще сильнее уменьшается, и это опять же подхлестывает рост температуры. Вещество становится очень горячим, начинает ярко светиться, излучая все больше и больше коротковолновых фотонов. Диск вспыхивает, подобно переменной звезде, быстро увеличивая блеск до разрешенного природой максимума.

Трехмерная модель аккреции двойной звезды SS Лебедя, представителя одного из подклассов карликовых новых. Блеск SS Лебедя возрастает на 2−6 звездных величин на 1−2 дня с периодом от 10 дней до нескольких лет, механизм этих вспышек объясняется последствиями перехода вещества в диске из одного устойчивого состояния (нейтрального) в другое (ионизованное).

А затем опять вмешивается трение. Оно становится настолько большим, что тормозит молекулы во внешней части аккреционного диска. Они теряют скорость и мигрируют к центру диска, вследствие чего периферийная зона становится более разреженной и посему прозрачной для радиации. Процесс поворачивается в обратную сторону — диск теряет тепло с внешнего края, охлаждается, делается прозрачней и, соответственно, охлаждается еще сильнее. В конце концов температура всего диска снижается настолько, что он опять превращается в источник одного лишь инфракрасного излучения. Поскольку аккреция со звезды-донора не прекращается, диск начинает греться — и цикл повторяется заново.

Естественно, что такие циклы различны для разных дисков — все зависит от конкретных условий. Продолжительность холодной стадии может изменяться в широких пределах — от недель до десятков лет. В этой фазе диск практически невидим, разве что уж очень настойчиво приглядываться к нему с помощью инфракрасной аппаратуры. Длительность горячей фазы и, соответственно, высокой яркости диска в среднем в десять раз короче. Поэтому втесной двойной системе типичный аккреционный диск в каком-то смысле ведет себя подобно электрическому конденсатору, который долго копит энергию и потом быстро разряжается. Интересно, что даже если звезда-донор поставляет вещество с постоянной скоростью, диск все равно периодически мигает и гаснет. Как и сердце красавицы, он склонен если не к измене, то к перемене.

Диски и катаклизмы

Для иллюстрации богатых возможностей аккреционных дисков рассмотрим обширный класс космических объектов, объединенных общим названием «катаклизмические переменные». Это тесные бинарные системы, состоящие из звезды главной последовательности (обычно из самых легких, но порой и красного гиганта) и белого карлика. Они проявляют себя весьма нестабильным излучением (отсюда и название), которое внемалой степени обусловлено наличием аккреционного диска.

Генераторы антиматерии

Аккреционный диск совсем не обязан быть плоским. Последние теоретические исследования показали, что на стадии охлаждения плотность вещества в центре диска может упасть столь сильно, что частицы почти перестают замечать друг друга. Интенсивность электромагнитного излучения резко снижается, тепло перестает отводиться, и диск, несмотря на сильную разреженность, быстро нагревается. Давление в его центре увеличивается настолько, что образуется почти сферический пузырь, заполненный сверхгорячей плазмой. Температура этой плазмы может превысить предел, за которым возникают электронно-позитронные пары, и распухшая внутренняя зона диска становится источником антиматерии. Теоретики полагают, что подобные процессы обычно имеют место в окрестностях черных дыр, в частности, сверхмассивных. Большая часть тепловой энергии непосредственно поглощается самой дырой, остаток же излучается в виде жесткого рентгена и гамма-квантов.

Практически все катаклизмические переменные испускают свет и тепло не только из срединных и центральных зон аккреционных дисков, но и из области на стыке горловины полости Роша и внешнего края диска. Ее называют горячим пятном — и есть за что. Газовые частицы, приходящие от звезды-донора, на этом участке сталкиваются с материей аккреционного диска и сильно ее нагревают. Светимость горячего пятна может превосходить светимость внутренних зон диска, хотя размер его значительно меньше.

Известно несколько разновидностей катаклизмических переменных. К одной из них относятся классические новые звезды (или просто новые). В этих системах вещество аккреционного диска в изобилии падает на поверхность белого карлика со скоростью около тысячи километров в секунду. Более 90% этого вещества состоит из водорода и поэтому может служить топливом для термоядерных реакций. Для их запуска надо, чтобы водород разогрелся до критической температуры порядка 10 млн градусов. Поскольку эти реакции интенсивно выделяют энергию, на поверхности белого карлика возникают ударные волны, которые буквально взрывают его внешний слой и выбрасывают сверхгорячую плазму в окружающее пространство. В это время светимость системы возрастает на 3−6 порядков. По завершении вспышки белый карлик принимается копить на поверхности новый запас водорода — горючее для очередного взрыва. Согласно теории, классические новые могут загораться с интервалом в 10000 лет, но до сих пор этого еще не наблюдали (что и неудивительно — история астрономии значительно короче).

Другой вид катаклизмических переменных — повторные новые. Они увеличивают яркость гораздо скромнее, максимум в тысячу раз, зато вспыхивают каждые 10−100 лет. Механизм таких вспышек пока точно не известен. Есть еще карликовые новые, светимость которых возрастает лишь десятикратно в течение недель или месяцев. Не исключено, что это обусловлено фрикционным перегревом аккреционного диска, однако такое объяснение не вполне общепринято.

Окольцевать черную дыру

Самые большие аккреционные диски имеются у сверхмассивных черных дыр в центрах галактик. Основным источником материи для таких дисков служат горячие молодые звезды, чье излучение активно выбрасывает в пространство плазму с внешних оболочек (это явление называют звездным ветром). Как рассказал «ПМ» профессор астрономии Мичиганского университета Джон Миллер, эти диски нагреваются примерно до таких же температур, что и диски вокруг белых карликов, и поэтому в основном генерируют ультрафиолетовое излучение. Это может показаться странным, поскольку вес самих дыр составляет миллионы и миллиарды солнечных масс. Однако дело в следующем: поверхность подобного диска столь обширна, что быстро излучает тепло — по той же причине чай в блюдечке стынет много быстрее, нежели в чашке.

«За последние годы достигнут значительный прогресс в изучении потоков частиц в аккреционных дисках, окружающих черные дыры различного калибра, — говорит профессор Миллер. — Внутренние края таких дисков могут настолько приблизиться к границе черной дыры, что попадут в области, где уже работает общая теория относительности. Спектральный анализ исходящего оттуда излучения обещает немало интересного. Аккреционный диск может служить своеобразным индикатором вращения черной дыры. Теория утверждает, что внутренний край диска должен подойти к горизонту событий вращающейся дыры ближе, чем к горизонту дыры той же массы с нулевым угловым моментом. Уже есть приборы, способные обнаружить этот эффект и тем самым выявить вращение черной дыры. Вполне возможно, в ближайшем будущем это удастся».

РЕШЕНИЯ ЗАДАЧ ОКРУЖНОГО ТУРА ГОРОДСКОЙ ОЛИМПИАДЫ

ПО АСТРОНОМИИ И ФИЗИКЕ КОСМОСА 2005 ГОДА 9-10 класс

Сезоны года на Земле сменяются «в противофазе» (когда в северном полушарии лето, то в южном - зима). Допустим, что гипотетическая планета вращается вокруг Солнца по сильно вытянутой эллиптической орбите, большая полуось которой также равна 1 а.е., и ось вращения перпендикулярна плоскости ее орбиты. Как происходит смена времен года? Как изменится климат по сравнению с климатом Земли?

На такой планете смена времен года будет проходить синхронно, а не в противофазе, как на Земле или Марсе.Вблизи апогелия на всей планете, в обоих полушариях, синхронно, будет условная зима, а вблизи перигелия - условное лето. «Условные», потому что в общепринятых понятиях на полюсах такой планеты будет вечная зима... Тогда сезоны, зависящие только от потока тепла, будут по всей планете определяться только ее положением на орбите, а значит, будут везде меняться синхронно. Климат на такой планете, несмотря на одинаковую большую полуось а=1 а.е., будет более резким, зимы будут более холодными и долгими по второму закону Кеплера (и путь длинее, и скорость меньше).

Когда Луна может подняться выше над горизонтом летом или зимой и почему? А когда Луна в Москве над горизонтом ниже? Летом или зимой и почему?

Двигаясь по эклиптике, Солнце отходит дальше всего от экватора в сторону северного полюса мира 22 июня. Это соответствует точке летнего солнцестояния  - знак Рака. В этот день Солнце имеет максимальное склонение около  =+23. В этот день в Москве (и в северном полушарии) Солнце выше всего над горизонтом. Можно подсчитать и высоту Солнца над горизонтом 22 июня по формуле высота светил в верхней кульминации

h = 90     = 57

Где широта Москвы  =56.

22 декабря Солнце ниже всего над горизонтом в Москве. День самый длинный. Точка зимнего солнцестояния  - знак Козерога - в ней Солнце имеет минимальное склонение   =  23. Высота Солнца над горизонтом около 11.

Как называются точки небесной сферы, в которой эклиптика пересекается небесным экватором? Каким датам это соответствует? Сколько часов длятся в это время ночь и день в Москве? В каких созвездиях находились эти точки 2000 лет тому назад и в каких созвездиях они находятся сейчас и почему?

Две точки небесной сферы, в которых эклиптика пересекает небесный экватор. Переходя из южного полушария в северное, Солнце проходит через точку весеннего равноденствия 20 или 21 марта, а обратно - через точку осеннего равноденствия 22 или 23 сентября. В эти дни по всей Земле Солнце перемещается по небу от восхода до заката почти ровно за 12 часов (без учета рефракции) и, следовательно, везде продолжительность дня и ночи одинакова. Через точку весеннего равноденствия (старые названия – «точка весны» или «начальная точка Овна», знак ) проходят нулевые меридианы в эклиптической и экваториальной системах координат. Около 2000 лет назад, во времена Гиппарха, эта точка располагалась в созвездии Овна. В результате прецессии она переместилась примерно на 20 o к западу и теперь находится в созвездии Рыб. Точка осеннего равноденствия раньше была в Весах (знак ), а теперь в Деве.

Две одинаковые по массе автоматические межпланетные станции (АМС) совершают мягкие посадки: первая – на Венеру, вторая – на Марс. На какой из планет – Земле, Венере или Марсе – эти АМС имеют наибольший вес? Ускорение свободного падения на Земле и Венере считать одинаковыми, а на Марсе g = 3,7 м/с 2 .

Наибольший вес будет на Земле. Вес АМС на Венере будет меньше, чем на Земле, из-за плотной атмосферы (закон Архимеда). На Марсе АМС будет иметь наименьший вес.

Две нейтронные звезды обращаются вокруг общего центра масс по круговой орбите с периодом 7 часов. На каком расстоянии они находятся, если их массы больше массы Солнца в 1,4 раз? Масса Солнца М  = 2·10 30 кг.

Звезды находятся на расстоянии 2R друг от друга. F грав. = G

С другой стороны, F =

= 310 6 м, меньше, чем размеры Земли.

ЗАДАЧИ ОКРУЖНОГО ТУРА ГОРОДСКОЙ ОЛИМПИАДЫ

ПО АСТРОНОМИИ И ФИЗИКЕ КОСМОСА 2005 ГОДА 11 класс

Когда Луна поднимается максимально высоко над горизонтом летом или зимой и почему? А когда Луна в Москве над горизонтом ниже всего? Летом или зимой и почему?

Двигаясь по эклиптике, Солнце отходит дальше всего от экватора в сторону северного полюса мира 22 июня. Это соответствует точке летнего солнцестояния  - знак Рака. В этот день Солнце имеет максимальное склонение около  = + 23. В этот день в Москве (и в северном полушарии) Солнце выше всего над горизонтом. Можно подсчитать и высоту Солнца над горизонтом 22 июня по формуле высота светил в верхней кульминации

h = 90     = 57

Где широта Москвы   = 56.

22 декабря Солнце ниже всего над горизонтом в Москве. День самый длинный. Точка зимнего солнцестояния  - знак Козерога. В ней Солнце имеет минимальное склонение  =  23. Высота Солнца над горизонтом около 11.

Угол между плоскостью орбиты Луны и плоскостью эклиптики составляет 5°. Максимальная высота Луны над горизонтом в июне - 62. Минимальная высота Луны над горизонтом - 6.

2 января 2005 года Земля находилась в перигелии, на расстоянии 14,7 млн.км от Солнца. Когда (примерно) Земля будет в афелии? Сделать поясняющий чертеж. Почему точка афелия не совпадает с точкой летнего солнцестояния, а точка перигелия – с точкой зимнего солнцестояния?

Чертеж обязателен.

На какой планете Меркурии или Марсе тело в свободном падении пролетит дальше за 10 сек.? Масса Меркурия 0,055 М  , радиус 0,38 R  . Масса Марса 0,107 М  , радиус 0,53 R  .

При свободном падении тело проходит путь, равный
, где g – ускорение свободного падения.

Ускорение свободного падения находим по формуле

Подставляя значения массы и радиусов, получим, что g Меркурия =g Марса = 3,8 м/с 2 , следовательно тело в свободном падении на обоих планетах пролетит одно и то же расстояние без учета трения атмосферы.

Межпланетный аппарат обращается вокруг Земли по низкой круговой орбите,
лежащей в плоскости эклиптики. Какое минимальное приращение скорости
нужно придать этому кораблю, чтобы он мог без последующих маневров и
включения двигателей отправиться изучать объекты пояса Койпера?

Пояс Койпера находится во внешних областях Солнечной системы,
и чтобы попасть туда из окрестностей Земли, аппарат должен развить
вторую космическую скорость относительно Солнца, равную 42.1 км/с. Но
Земля сама движется относительно Солнца со скоростью 29.8 км/с, и
скорость аппарата относительно Земли после преодоления ее притяжения
может быть равной всего u = 12.3 км/с. До выхода из поля тяготения
Земли, находясь недалеко от ее поверхности, скорость аппарата должна
быть равна

= 16.6 км/c (V 2 - вторая космическая скорость
для Земли, равная 11.2 км/с).

Двигаясь по круговой орбите, аппарат имел первую космическую скорость V 1 , равную 7.9 км/с. Следовательно, минимальное приращение скорости
(когда аппарат движется в ту же сторону, что и Земля) равно

V = V 3 - V 1 = 8.7 км/с.

Во сколько раз звезда сверхгигант со светимостью 10000 L  больше, чем звезда главной последовательности, если их температуры одинаковы и равны 5800?

Звезда главной последовательности с температурой 5800 - это Солнце. Светимость Солнца L  =1.

L = Т 4 4R 2 .

Их температуры равны.

Откуда радиус сверхгиганта в 100 раз больше радиуса звезды главной последовательности (Солнца).

ПО АСТРОНОМИИ И ФИЗИКЕ КОСМОСА 2007 ГОДА 11 класс

Наибольшее удаление Венеры от Солнца составляет 48˚. Нарисуйте взаимное расположение Венеры, Земли и Солнца в момент наибольшего удаления Венеры от Солнца и определите расстояние Венеры от Солнца в астрономических единицах и километрах. Наибольшая восточная элонгация Венеры произойдет 9 июня 2007 г, когда произойдет следующая наибольшая восточная элонгация Венеры? Сидерический период обращения Венеры вокруг Солнца равен Т = 0,615 года.

20 января Солнце перешло из созвездия Стрельца в созвездие Козерога. Сейчас (днем 27 января 2007 года) Меркурий и Венера находятся в созвездии Козерога, Марс – в созвездии Стрельца, Нептун в созвездии Козерога, карликовая планета Плутон находится на границе созвездий Стрельца и Змееносца, карликовая планета Церера находится в созвездии Рыбы, Юпитер – на границе созвездий Змееносца и Скорпиона. Уран находится в созвездии Водолея, граничащим с созвездием Козерога. Сатурн находится в созвездии Льва.

Как называется такое расположение планет? Сколько больших планет сейчас находится над горизонтом? Сколько карликовых планет сейчас находится над горизонтом? Сколько больших планет можно будет наблюдать всю ночь?

Решение.

Это расположение планет называется парадом планет. Сегодня днем над горизонтом находится 6 больших планет: Меркурий, Венера, Марс, Юпитер, Уран, Нептун. Сегодня днем над горизонтом находится 2 карликовых планеты: Церера и Плутон. К сожалению, сегодня парад планет не виден вечером и ночью, так как планеты находятся над горизонтом днем.

Всю ночь будет виден Сатурн, следовательно ночью можно наблюдать одну планету.

Земля, двигаясь вокруг Солнца по эллиптической орбите, в январе бывает ближе к Солнцу почти на 5 млн. км, чем в июле. Так почему же в январе у нас холоднее, чем в июле?

Решение.

Основная причина сезонных изменений температуры и климата на Земле связана с углом наклоном ее оси вращения к плоскости орбиты вокруг Солнца (эклиптики), который составляет около 66˚. Это определяет высоту Солнца над горизонтом (летом она выше) и продолжительность дня (летом день длиннее). Т.е. летом больше солнечной энергии попадает на Землю в северном полушарии. Зимой наоборот. Для средней полосы это разница достигает несколько раз. А за счет большей близости Земли к Солнцу зимой чем летом, то за счет этого разница в получаемом тепле составляет всего несколько процентов.

В момент противостояния Сатурн находится в созвездии Льва. В какой момент времени Сатурн пересечет небесный меридиан над точкой юга? В каком созвездии в этот момент находится Солнце?

Решение.

Противостояние планеты происходит во время попятного движения. Верхняя кульминация Сатурна произойдет в полночь по среднему солнечному времени. Солнце в этот момент будет находиться в противоположной точке эклиптики в созвездии Водолея. (Сезон – Зима – февраль).

Наибольшее удаление Венеры от Солнца составляет 48˚. Нарисуйте взаимное расположение Венеры, Земли и Солнца в момент наибольшего удаления Венеры от Солнца и определите расстояние Венеры от Солнца в астрономических единицах и километрах. Наибольшая восточная элонгация Венеры произойдет 9 июня 2007 г, Когда произойдет следующая наибольшая восточная элонгация Венеры? Сидерический период обращения Венеры вокруг Солнца равен Т = 0,615 года.

Решение.

Из рисунка видно, что в равнобедренном прямоугольном треугольнике расстояние Венеры до Солнца равно катету а = а 0 sin 45˚ = 0,71 а.е. = 106 млн.км.

Конфигурации планет повторяются через синодический период S, который находится из уравнения синодического движения 1/S = 1/T – 1/T з. Из этой формулы следует, что синодический период Венеры равен S =T·T з /(T з – T) = 0,615/0,385 =1,597 г = 583 суток = 1 г 7 мес. 8 дн. Так что следующая наибольшая восточная элонгация наступит только в середине января 2009 г.

Роберт Хайнлайн в романе «Дорога доблести» описывает планету - Центр галактической империи. Планета эта «размером с Марс», сила тяжести на ней «почти земная». Что можно сказать о плотности этой планеты? Каковы для этой планеты первая и вторая космическая скорости? Каков период обращения спутника на низкой орбите? Радиус Марса - 3400 км, гравитационная постоянная G = 6,6710 -11 Нм 2 /кг 2 .

Решение.

Из закона всемирного тяготения выразим ускорение свободного падения вблизи поверхности планеты: g = GM/R 2 = 4GR/3.

Отсюда средняя плотность планеты = 3g/4GR = 10317 кг/м 3 - значительно больше плотности железа.

Первая космическая скорость v 1 = (gR) -1/2 = 5,77 км/с.

Вторая космическая скорость в корень из 2 раз больше первой: v 2 = 8,14 км/с.

Период обращения спутника на низкой орбите Т = 2R/v 1 = 3700 с - чуть больше часа.

Линия водорода Н γ с длиной волны λ 0 = 4340А, измеренная в спектре далекой галактике имеет λ = 4774А. Измеренные угловые размеры галактики равны 10"". Определите, с какой скоростью и куда движется эта галактика, на каком расстоянии она находится и каков ее линейный диаметр в парсеках. Сравните с диаметром Млечного Пути.

Постоянная Хаббла Н = 63 км/с Мпк.

Решение.

Красное смещение лини в спектре галактики равно z = (λ-λ 0)/λ 0 =434/4340 = 0,1. Согласно эффекту Доплера это смещение линии объясняется удалением от галактики со скоростью V = z·c = 30000 км/с.

Постоянная Хаббла 63 км/с Мпк.

Согласно закону Хаббла расстояние до галактики r = V/H = 30000/63 =476 Мпк. Диаметр галактики равен d = r·sin 10"" = 476·2·10 -4 = 0,08Мпк = 95 кпк. Диаметр Млечного Пути (спиральной галактики) равен 30кпк. Галактика больше нашей Галактики в 3 раза.

ЗАДАЧИ ОКРУЖНОГО ТУРА 61-Й МОСКОВСКОЙ ОЛИМПИАДЫ

ПО АСТРОНОМИИ И ФИЗИКЕ КОСМОСА 2007 ГОДА 5-6 класс

На приведенном рисунке художник изобразил Луну на фоне звездного неба. Что на этом рисунке изображено неправильно и почему? А как надо верно нарисовать?

Какие созвездия северного неба указывают на северный полюс мира? В каком созвездии он расположен? Сделайте чертеж. Какие созвездия южного неба можно использовать как ориентиры для определения местоположения южного полюса мира? В каком созвездии расположен южный полюс мира?

Назовите самую большую и самую маленькую планету Солнечной системы. Где они расположены по отношению к Солнцу, у какой из этих планет имеются спутники?

Нарисуйте орбиту кометы Мак Нота, Солнце, Землю, другие планеты.

ЗАДАЧИ ОКРУЖНОГО ТУРА 61-Й МОСКОВСКОЙ ОЛИМПИАДЫ

ПО АСТРОНОМИИ И ФИЗИКЕ КОСМОСА 2007 ГОДА 7-8 класс

В настоящее время космический аппарат Кассини исследует и фотографирует планету Сатурн и его спутники. Расстояние от Сатурна до Солнца 29,46 астрономические единицы. За какое минимальное время информация, полученная аппаратом, достигает Земли?

Известна такая загадка о Луне:

« Всю ночь за облаками

Светил фонарь с рогами».

Найдите в загадке астрономическую ошибку.

Что представляют собой две самые яркие, видимые даже невооруженным глазом, туманности земного неба Туманность Андромеды и Туманность Ориона, из чего они состоят, и за счет чего они светят?

29 марта 2006 г. произошло солнечное затмение, в каком созвездии в этот момент находилась Луна?

Самая яркая комета Мак Нота за последние десятилетия, открытая 7 августа 2006 года, имеет перигелий Q = 0,17 а.е., большую полуось а = 5681 а.е. Сейчас комета Мак Нота достигла максимальной видимой величины m = – 4. Она сейчас настолько яркая, что ее можно увидеть даже днем, если заслонить рукой Солнце, но, к сожалению, только в южном полушарии Земли.

Комета Галлея имеет перигелий Q = 0,6 а.е. В последний раз комета Галлея прошла перигелий в 1986 году. В 2023 году комета окажется в самой удаленной точке своей орбиты - более чем в 5 миллиардах километров (q = 35 а.е.) от Солнца.

Нарисуйте орбиту кометы Мак Нота, Солнце, Землю, другие планеты. Нарисуйте примерный вид кометы сейчас.

Нарисуйте орбиту кометы Галлея, Солнце, Землю, другие планеты. Нарисуйте примерный вид кометы сейчас и в 1986 году.

Сейчас (днем 27 января 2007 года) над горизонтом могут быть видны Венера, Нептун, Меркурий, Марс, Юпитер, Уран и карликовая планета Плутон. Как называется такое расположение планет? Какая планета будет видна ночью?

ЗАДАЧИ ОКРУЖНОГО ТУРА 61-Й МОСКОВСКОЙ ОЛИМПИАДЫ

ПО АСТРОНОМИИ И ФИЗИКЕ КОСМОСА 2007 ГОДА 9-10 класс

Мощность излучения Солнца L 0 = 4·10 26 вт. Сколько энергии излучит Солнце за один год? Согласно теории относительности энергия эквивалентна массе, поэтому оцените, сколько массы теряет Солнце каждый год за счет излучения. Солнце «умрет», если потеряет 0,001 своей массы. Оцените время жизни Солнца.

Перевод

Ядро нейтронной звезды находится в таком экстремальном состоянии, что физики не могут договориться о том, что происходит внутри неё. Но новый космический эксперимент - и несколько сталкивающихся нейтронных звёзд - должны показать, могут ли ломаться нейтроны

Предупреждения начали приходить рано утром 17 августа. Гравитационные волны, порождённые столкновением двух нейтронных звёзд - плотных ядер умерших звёзд - омывали Землю. Более 1000 физиков обсерватории aLIGO (Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory - лазерно-интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория) поспешили расшифровать вибрации пространства-времени, прокатившиеся по детекторам подобно долгому раскату грома. Тысячи астрономов боролись за право стать свидетелями послесвечения. Однако официально весь этот переполох держался в секрете. Нужно было собирать данные и писать научные работы. Внешний мир не должен был узнать об этом ещё два месяца.

Этот строгий запрет поставил Джоселин Рид и Катерино Чатциоаноу , двух членов коллаборации LIGO, в неловкое положение. Днём 17 числа они должны были вести конференцию , посвящённую вопросу о том, что происходит в невообразимых условиях внутренностей нейтронной звезды. А их темой как раз было то, как должно происходить слияние двух нейтронных звёзд. «Мы вышли на перерыв, сели и уставились друг на друга, - говорит Рид, профессор Калифорнийского университета в Фуллертоне. - Так как же мы это сделаем?»

Десятилетиями физики спорили о том, содержат или нет нейтронные звёзды в себе новые виды материи, появляющиеся, когда звезда ломает привычный мир протонов и нейтронов и создаёт новые взаимодействия между кварками или другими экзотическими частицами. Ответ на этот вопрос также пролил бы свет на астрономические загадки, окружающие сверхновые и появление тяжёлых элементов, вроде золота.

Кроме наблюдения за столкновениями при помощи LIGO, астрофизики разрабатывали творческие методы зондирования нейтронной звезды. Задача состоит в том, чтобы узнать какие-либо свойства её внутренних слоёв. Но сигнал, пришедший на LIGO, и подобные ему - испускаемые двумя нейтронными звёздами, обращающимися вокруг общего центра масс, притягивающимися друг к другу, и, наконец, врезающимися - предлагает совершенно новый подход к проблеме.

Странная материя

Нейтронная звезда - это сжатое ядро массивной звезды, очень плотные угли, оставшиеся после сверхновой. Её масса сравнима с солнечной, но сжата она до размеров города. Таким образом, нейтронные звёзды служат плотнейшими резервуарами материи во Вселенной - «последнее вещество на рубеже чёрной дыры», как говорит Марк Алфорд , физик из Вашингтонского университета в Сент-Луисе.

Пробурив такую звезду, мы бы приблизились к переднему краю науки. Пара сантиметров нормальных атомов - в основном, железо и кремний - лежат на поверхности, будто ярко-красное покрытие самых плотных сосательных конфет Вселенной. Затем атомы так сильно сжимаются, что теряют электроны, попадающие в общее море. Ещё глубже протоны начинают превращаться в нейтроны, находящиеся так близко, что они начинают перекрывать друг на друга.

Необыкновенное ядро нейтронной звезды. Физики пока ещё обсуждают, что именно находится внутри неё. Вот несколько основных идей.

Традиционная теория

Атмосфера - лёгкие элементы вроде водорода и гелия
Внешняя оболочка - ионы железа
Внутренняя оболочка - решётка ионов
Внешнее ядро - богатые нейтронами ионы в море свободных нейтронов

А что внутри?

В кварковом ядре нейтроны разваливаются на верхние и нижние кварки.
В гиперонном существуют нейтроны, состоящие из странных кварков.
В каонном - двухкварковые частицы с одним странным кварком.

Теоретики спорят о том, что происходит дальше, когда плотность в 2-3 раза начинает превышать плотность нормального атомного ядра. С точки зрения ядерной физики нейтронные звёзды могут просто состоять из протонов и нейтронов, то есть, нуклонов. «Всё можно объяснить вариациями нуклонов», - говорит Джеймс Латтимер , астрофизик из Университета в Стони-Брук.

Другие астрофизики считают иначе. Нуклоны - не элементарные частицы. Они состоят из трёх кварков [ - прим. перев. ]. Под невероятно сильным давлением кварки могут сформировать новое состояние - кварковую материю. «Нуклоны - это не бильярдные шары», - говорит Дэвид Блашке , физик из Вроцлавского университета в Польше. «Они больше похожи на вишенки. Их можно немного сжимать, но в какой-то момент вы их раздавите».

Но некоторые считают джем из кварков слишком простым вариантом. Теоретики давно думают о том, что внутри нейтронной звезды могут появляться слои из более странных частиц. Энергия сжимаемых вместе нейтронов может перейти в создание более тяжёлых частиц, содержащих не только верхние и нижние кварки, из которых состоят протоны и нейтроны, но и более тяжёлые и экзотические странные кварки.

К примеру, нейтроны могут уступать место гиперонам , трёхкварковым частицам, в которые входит по меньшей мере один странный кварк. В лабораторных экспериментах гипероны получались, но они практически сразу исчезали. Внутри нейтронных звёзд они могут стабильно существовать миллионы лет.

Как вариант, скрытые глубины нейтронных звёзд могут быть заполнены каонами - также состоящими из странных кварков - собирающимися в один кусок материи, находящийся в едином квантовом состоянии.

Но несколько десятилетий поле этих исследований было в тупике. Теоретики изобретали идеи по поводу того, что может происходить внутри нейтронных звёзд, но это окружение настолько экстремальное и малознакомое, что эксперименты на Земле не могут воссоздать нужных условий. В Брукхейвенской национальной лаборатории и в ЦЕРН физики сталкивают друг с другом тяжёлые ядра, например, золота и свинца. Это создаёт состояние материи, напоминающее суп частиц, в котором присутствуют свободные кварки, известное, как кварк-глюонная плазма . Но это вещество получается разреженным, не плотным, а его температура в миллиарды или триллионы градусов оказывается гораздо выше, чем у внутренностей нейтронной звезды, внутри которой царят относительно прохладные температуры в миллионы градусов.

Даже теория возрастом в несколько десятилетий, описывающая кварки и ядра, "квантовая хромодинамика " или КХД, не может дать ответов на эти вопросы. Вычисления, требующиеся для изучения КХД в относительно холодных и плотных средах до такой степени ужасно сложные, что их нельзя провести даже на компьютере. Исследователям остаётся довольствоваться чрезмерными упрощениями и разными трюками.

Единственный вариант - изучать сами нейтронные звёзды. К несчастью, они очень далеки, тусклы, и очень сложно измерить у них что-либо кроме самых основных свойств. Что ещё хуже, самая интересная физика происходит под их поверхностью. «Ситуация напоминает лабораторию, в которой происходит что-то удивительное, - говорит Алфорд, - в то время, как вы можете видеть только свет из её окон».

Но с новым поколением экспериментов теоретики могут, наконец, вскоре взглянуть на это как следует.

Инструмент NICER прямо перед запуском на МКС. Он отслеживает рентгеновское излучение нейтронных звёзд

Мягкое или твёрдое?

Что бы ни находилось в ядре нейтронной звезды - свободные кварки, конденсат каонов, гипероны или старые, добрые нуклоны - этот материал должен держаться против сокрушительной гравитации, превышающей солнечную. Иначе звезда схлопнулась бы в чёрную дыру. Но разные материалы могут сжиматься гравитацией в разной степени, что определяет максимально возможный вес звезды для заданного физического размера.

Астрономы, вынужденные оставаться снаружи, распутывают эту цепочку, пытаясь понять, из чего состоят нейтронные звёзды. А для этого очень хорошо было бы знать, насколько они мягкие или жёсткие на сжатие. Чтобы узнать это, астрономам необходимо измерить массы и радиусы различных нейтронных звёзд.

Среди нейтронных звёзд легче всего взвешивать пульсары: быстро вращающиеся нейтронные звёзды, радиолуч которых проходит сквозь Землю с каждым их поворотом. Порядка 10% из 2500 известных пульсаров относятся к двойным системам. В процессе движения этих пульсаров те их импульсы, что должны с равными промежутками достигать Земли, варьируются, выдавая движение пульсаров и их положение на орбитах. А зная орбиты, астрономы могут, воспользовавшись законами Кеплера и дополнительными поправками Эйнштейна и ОТО, находить массы этих парочек.

Пока что крупнейшим прорывом стало открытие неожиданно здоровых нейтронных звёзд. В 2010 году команда под руководством Скотта Рэнсома в Национальной радиоастрономической обсерватории Виргинии объявила, что измерила массу пульсара и нашла её равной двум солнечным - что гораздо больше ранее виденного. Некоторые даже сомневались в возможности существования таких нейтронных звёзд; это приводит к серьёзным последствиям для нашего представления о поведении ядер атомов. «Сейчас это одна из самых часто цитируемых работ по наблюдению за пульсарами, и всё благодаря физикам-ядерщикам», - говорит Рэнсом.

В соответствии с некоторыми моделями нейтронных звёзд, утверждающих, что гравитация должна их сильно сжимать, объект такой массы должен схлопнуться в чёрную дыру. Каонные конденсаты в таком случае пострадают, поскольку они достаточно мягкие, а также это не очень хорошо для некоторых вариантов квантовой материи и гиперонов, которые тоже сжались бы слишком сильно. Измерение было подтверждено открытием ещё одной нейтронной звезды, имеющей массу в две солнечных, в 2013 году.

Ферьял Озель, астрофизик из Аризонского университета, провела измерения, из которых следует, что в ядрах нейтронных звёзд содержится экзотическая материя

С радиусами всё немного сложнее. Астрофизики, например, Ферьял Озель из Аризонского университета, разработала различные приёмы для подсчёта физического размера нейтронных звёзд при помощи наблюдения за рентгеновскими лучами, исходящими с их поверхности. Вот один способ: можно измерить общее рентгеновское излучение, использовать его для оценки температуры поверхности, и затем рассчитать размер нейтронной звезды, способной излучать такие волны (внося поправки на то, как они изгибаются из-за гравитации). Также можно искать горячие точки на поверхности нейтронной звезды, постоянно появляющиеся и исчезающие из поля зрения. Сильное гравитационное поле звезды будет изменять световые импульсы в зависимости от этих горячих точек. Разобравшись в гравитационном поле звезды, можно воссоздать её массу и радиус.

Если верить этим расчётам Озел, получается, что хотя нейтронные звёзды и бывают довольно тяжёлыми, их размер находится в пределах 20-22 км в диаметре.

Принятие того факта, что нейтронные звёзды маленькие и массивные «загоняет вас в рамки, в хорошем смысле», - говорит Озел. Она говорит, что так должны выглядеть нейтронные звёзды, набитые взаимодействующими кварками, а у нейтронных звёзд, состоящих только из нуклонов, радиус должен был быть большим.

Джеймс Латтимер, астрофизик из Университета в Стони-Брук, утверждает, что в ядрах нейтронных звёзд нейтроны остаются нетронутыми

Но у Латтимера, среди прочих критиков, есть сомнения по поводу предположений, используемых при рентгеновских измерениях - он считает, что они ошибочные. Он думает, что они могут неоправданно уменьшить радиус звёзд.

Обе соперничающие стороны считают, что их спор вскоре разрешится. В прошлом июне 11-я миссия SpaceX доставила на МКС ящик весом 372 кг, содержащий рентгеновский телескоп Найсер (англ. Neutron star Interior Composition Explorer, NICER). Найсер, в данное время собирающий данные, создан для определения размеров нейтронных звёзд через изучение горячих точек на их поверхности. Эксперимент должен выдать лучшие измерения радиусов нейтронных звёзд, считая пульсары, массы которых измерены.

«Мы все очень ждём результатов», - говорит Блашке. Точно измеренные масса и радиус даже одной нейтронной звезды сразу отметут множество вероятных теорий, описывающих их внутреннюю структуру, и оставит только те, что выдают определённое соотношение размера и веса.

А теперь к экспериментам подключился ещё и LIGO.

Сначала сигнал, который Рид обсуждала за кофе 17 августа, обрабатывали как результат столкновения чёрных дыр, а не нейтронных звёзд. И это имело смысл. Все предыдущие сигналы с LIGO были получены от чёрных дыр, более сговорчивых объектов с вычислительной точки зрения. Но в порождении этого сигнала участвовали более лёгкие объекты, а продолжался он гораздо дольше, чем происходит объединение чёрных дыр. «Совершенно очевидно, что это оказалась не такая система, на которых мы тренировались», - сказала Рид.

Когда две ЧД сближаются по спирали, они излучают орбитальную энергию в пространство время в виде гравитационных волны. Но в последнюю секунду нового 90-секундного сигнала, полученного LIGO, каждый объект испытал то, чего не испытывают ЧД: он деформировался. Пара объектов стала растягивать и сжимать материю друг друга, создавая волны, изымающие энергию их орбит. Это заставило их столкнуться быстрее, чем было бы в ином случае.

После нескольких месяцев неистовой работы с компьютерными симуляциями, группа Рид в LIGO выпустила своё первое измерение эффектов, оказываемых этими волнами на сигнал. Пока у команды есть только верхний предел - что означает, что эффект, оказываемый волнами, слаб или даже просто незаметен. А это значит, что нейтронные звёзды физически малы, и их материя удерживается вокруг центра в очень плотном состоянии, что препятствует её приливному растяжению. «Думаю, что первое измерение через гравитационные волны вроде бы подтверждает то, о чём говорили рентгеновские наблюдения», - говорит Рид. Но это ещё не конец. Она ожидает, что более сложное моделирование того же сигнала выдаст более точную оценку.

Найсер и LIGO предоставляют новые способы изучения нейтронных звёзд, и многие эксперты с оптимизмом ждут, что в следующие несколько лет появятся недвусмысленные ответы на вопрос сопротивления материала гравитации. Но теоретики, например, Альфорд, предупреждают, что простое измерение мягкости материи нейтронной звезды не даст полной информации о ней.

Возможно, другие признаки скажут больше. К примеру, идущие наблюдения за скоростью охлаждения нейтронных звёзд должны позволить астрофизикам рассуждать о присутствующих внутри них частицах и их способности излучать энергию. Или же изучение замедления их вращения может помочь определить вязкость их внутренностей.

Но, в любом случае, просто знать, в какой момент происходит фазовый переход материи и во что она превращается - это достойная задача, считает Альфорд. «Изучение свойств материи, существующей в разных условиях - это, в общем, и есть физика», - говорит он.

2013-2014 учебный год

Время выполнения 3 часа

5 - 6 класс

На приведенном рисунке художник изобразил Луну на фоне звездного неба. Что на этом рисунке изображено неправильно и почему? А как надо верно нарисовать?

Школьный этап Всероссийской олимпиады по астрономии

2013-2014 учебный год

Время выполнения 4 часа

Каждое задание оценивается в 8 баллов

Школьная олимпиада по астрономии

7 - 8 класс

В настоящее время на небе известно 88 созвездий. Могут ли ученые открыть 89-е созвездие? Ответ подробно объясните.

« Всю ночь за облаками

Светил фонарь с рогами».

На Солнце произошла вспышка, в результате которой была выброшена плазма.

Через 3 суток выброс солнечной плазмы достиг Земли и вызвал сильное

Возмущение магнитосферы Земли. С какой скоростью двигалась плазма? (1 а.е. –

150 млн.км). Пренебречь тем, что движение солнечной плазмы происходит по

Спирали, рассматривать прямолинейную траекторию движения.

Школьный этап Всероссийской олимпиады по астрономии

2013-2014 учебный год

Время выполнения 4 часа

Каждое задание оценивается в 8 баллов

Школьная олимпиада по астрономии

9 класс

На каких планетах земной группы дневное небо черное, голубое и красноватое?

Меркурий, Земля и Марс.

3. Земля, двигаясь вокруг Солнца по эллиптической орбите, в январе бывает ближе к

Солнцу почти на 5 млн. км, чем в июле. Так почему же в январе у нас холоднее, чем в

Июле?

Нептун, Меркурий, Марс, Юпитер, Уран и карликовые планеты Плутон и Церера.

Как называется такое расположение планет? Какая планета будет видна ночью?

Различают четыре основных фазы Луны: новолуние, первая четверть, полнолуние и последняя четверть. В новолуние Ф = 0, в первую четверть Ф Ф Ф = 0,5.

Сделайте поясняющий чертеж.

В настоящее время космический аппарат Кассини исследует и фотографирует планету Сатурн и его спутники. Расстояние от Сатурна до Солнца 29,46 астрономические единицы. За какое минимальное время информация, полученная аппаратом, достигает Земли?

Школьный этап Всероссийской олимпиады по астрономии

2013-2014 учебный год

Время выполнения 4 часа

Каждое задание оценивается в 8 баллов

Школьная олимпиада по астрономии

10 класс

29 марта 2006 года наблюдалось полное солнечное затмение, видимое в России. Почему полное лунное затмение можно наблюдать со всей территорий огромной страны одновременно, а солнечное затмение – только из нескольких определенных мест и при этом в разное время? Что означает фаза Ф = 0,65?

Школьный этап Всероссийской олимпиады по астрономии

2013-2014 учебный год

Время выполнения 4 часа

Каждое задание оценивается 8 баллов

Школьная олимпиада по астрономии

11 класс

◉ = 2·10 30 кг.

Вот перечень четырех пар:

ОТВЕТЫ

Школьный этап Всероссийской олимпиады по астрономии

2013-2014 учебный год

Время выполнения 3 часа

Каждое задание оценивается в 8 баллов

Школьная олимпиада по астрономии

5 - 6 класс

1. На приведенном рисунке художник изобразил Луну на фоне звездного неба. Что на этом рисунке изображено неправильно и почему? А как надо верно нарисовать?

Решение. На рисунке изображен серп Луны на фоне звезд. На ночной стороне Луны изображена звезда. Этого не может быть, т.к. звезды расположены очень далеко (за орбитой Луны), а Луна не прозрачна для света.

Какие созвездия северного неба указывают на северный полюс мира? В каком созвездии он расположен? Сделайте чертеж. Какие созвездия южного неба можно использовать как ориентиры для определения местоположения южного полюса мира? В каком созвездии расположен южный полюс мира?

Решение. По астеризму Большой Ковш в созвездии Б.Медведица легко определить направление на северный полюс мира. Если две крайние звезды, те, что дальше от ручки (Дубхе и Мерак), соединить воображаемой линией, и продолжить эту линию примерно на пять таких же расстояний, то легко можно заметить яркую звезду. Это и будет Полярная звезда, (α М. Медведицы), около которой расположен северный полюс мира.

В районе южного полюса мира нет ни одной яркой звезды, которая играет роль ориентира. Самое известное созвездие южного неба – Южный крест. Две крайние звезды Южного креста, образующие большую диагональ ромба, направлены на южный полюс мира. Южный полюс мира окружает созвездие Октант, в котором нет ярких звезд.

Назовите самую большую и самую маленькую планету Солнечной системы. Где они расположены по отношению к Солнцу, у какой из этих планет имеются спутники?

Решение. По последним данным самая маленькая планета – Меркурий, а самая большая Юпитер. Меркурий расположен ближе всего к Солнцу, а Юпитер пятая по счету и расположена за Марсом. У Меркурия нет спутников у Юпитера их много.

Вы находитесь на южном магнитном полюсе и посмотрели на стрелку компаса. Куда показывают северный и южный конец стрелки компаса? Сделать пояснительный чертеж.

Ответ: на юг. Хорошо, если учащиеся укажут, что южный магнитный полюс расположен в Канаде.

Некоторые учащиеся могут написать, что одна стрелка укажет на зенит, а другая – на надир. И это будет также верный ответ!

Школьный этап Всероссийской олимпиады по астрономии

2013-2014 учебный год

Время выполнения 4 часа

Каждое задание оценивается в 8 баллов

Школьная олимпиада по астрономии

7 - 8 класс

1. В настоящее время на небе известно 88 созвездий. Могут ли ученые открыть 89-е созвездие? Ответ подробно объясните.

Ответ: Нет. По решению МАС на небе именно 88 созвездий и это не имеет никакого отношения к развитию техники астрономических наблюдений.

Известна такая загадка о Луне:

« Всю ночь за облаками

Светил фонарь с рогами».

Найдите в загадке астрономическую ошибку.

Решение.

«Рогатой» Луна бывает в начале и в конце лунного месяца. Молодая Луна видна по вечерам и заходит вслед за Солнцем. Старая Луна восходит перед рассветом и видна утром. Чтобы светить всю ночь, Луна должна располагаться на небесной сфере напротив Солнца и быть полной, а не «рогатой».

Нарисуйте, как Вы представляете себе Солнечную систему. Из каких объектов она состоит?

Решение. Изображения Солнца, планет, комет, двух поясов астероидов. Около планет могут быть изображены спутники планет.

Сколько планет Вы наблюдали невооруженным глазом в этом учебном году? Когда? В какой стороне горизонта? Какая из планет была самой яркой?

Ответ. Учащиеся могут описать, что они видели Венеру, Марс, Юпитер, Сатурн. Вряд ли Меркурий. Тогда они должны описать, как видели Меркурий, где. Учащиеся должны описать, что утром видели Меркурий перед восходом Солнца, на востоке. Или вечером, после захода Солнца, на западе.

Что представляют собой две самые яркие, видимые даже невооруженным глазом, туманности земного неба Туманность Андромеды и Туманность Ориона, из чего они состоят, и за счет чего они светят?

Решение. Туманность Андромеда - ближайшая спиральная галактика из крупных галактик в созвездии Андромеды. Расстояние до Туманности Андромеды - около 2 млн св. лет. Галактику можно увидеть невооруженным глазом в созвездии Андромеда. Ее свечение обусловлено совокупным свечением всех звезд.

Галактику Туманность Андромеды также называют Великой спиральной галактикой. Известна под номером М31 (по каталогу Мессье) и под номером NGC224 по Новому общему каталогу. Туманность Андромеды имеет восемь спутников, из которых два самых известных – эллиптическая галактика М 32 (NGC221) рядом с центром М 31 и эллиптическая галактика NGC205. Другие спутники галактики Туманность Андромеды М31 менее яркие, например карликовая галактика, названная Андромеда VIII, расположена на небе вблизи карликовой эллиптической галактики M32.

Угловой диаметр галактики М31 - 100 ′ (16 кпк), расстояние – 670 кпк (около 2 млн св. лет.). Абсолютная звездная величина М= − 21,1 m . Видимая звездная величина m=3,4 m .

Туманность Ориона (или М 42) – это газовая туманность, состоящая в основном из водорода (из газа). Она находится в нашей Галактике на расстоянии около 1000 св. лет, ее диаметр около 16 св. лет. Ее свечение объясняется свечением горячего газа. Туманность Ориона видна невооруженным глазом в созвездии Ориона. Иногда эту туманность, чтобы отличить от других туманностей в созвездии Ориона, называют Большой туманностью Ориона. Большую туманность Ориона можно наблюдать невооруженным глазом в созвездии Ориона, ниже и левее так называемого пояса Ориона, состоящего из трех легко узнаваемых звезд. Газовая туманность Большая туманность Ориона светится за счет молодых горячих звезд спектрального класса О. Эти звезды имеют мощное ультрафиолетовое излучение, которое ионизирует газ туманности Ориона. Большая туманность Ориона представляет собой огромную область звездообразования и является одной из самых известных астрономических туманностей. Она расположена сравнительно недалеко от нас. Расстояние до туманности Ориона 460 пк. Диаметр туманности 35 ′ или 5 пк. Масса 300 М Солнца .

Учащиеся могут ответить лишь частично, но главное, что они обязаны написать в ответе – это принципиальное отличие в этих объектах: галактика, её свечение обусловлено свечением звёзд, и газовая туманность, её свечение объясняется свечением горячего газа.

6. На Солнце произошла вспышка, в результате которой была выброшена плазма. Через 3 суток выброс солнечной плазмы достиг Земли и вызвал сильное возмущение магнитосферы Земли. С какой скоростью двигалась плазма? (1 а.е. – 150 млн.км). Пренебречь тем, что движение солнечной плазмы происходит по спирали, рассматривать прямолинейную траекторию движения.

Ответ:

V = 150 000 000 км ⋅ 1000м / 3 ⋅ 24 часа ⋅ 60мин ⋅ 60 сек = 578703 м/с (или 578 км/с).

Школьный этап Всероссийской олимпиады по астрономии

2013-2014 учебный год

Время выполнения 4 часа

Каждое задание оценивается в 8 баллов

Школьная олимпиада по астрономии

9 класс

1. На каких планетах земной группы дневное небо черное, голубое и красноватое?

Меркурий, Земля и Марс.

Решение. На Меркурии практически нет атмосферы, нет рассеяния света, небо черное. На Земле небо голубое из-за рассеяния солнечного света на молекулах воздуха, при этом голубые лучи рассеиваются сильнее, чем красные. На Марсе из-за сильных пылевых бурь атмосфера насыщена мельчайшими пылевыми частичками, имеющими красный цвет, как и почва.

Нарисуйте, как вы представляете себе нашу Галактику. Какие объекты входят в ее состав? Где примерно расположено наше Солнце?

Решение. Рисунок должен отражать, что наша Галактика – спиральная. Примерные размеры Галактики и расстояние Солнца от центра Галактики должны быть выдержаны в соответствующем масштабе. Очень хорошо, если на рисунке будут изображены шаровые скопления. Рассеянные скопления, гигантские молекулярные облака на рисунке не изображаются. в данном масштабе, но могут быть перечислены. Могут быть перечислены различные типы звезд (звезды главной последовательности, гиганты, сверхгиганты, белые карлики, нейтронные звезды), межзвездный газ, межзвездная пыль, но эти объекты на рисунке не отражаются.

Типичный ожидаемый рисунок нашей Галактики, которая похожа на галактику М31. Стрелка (диск галактики) указывает на примерное расстояние Солнца от центра Галактики

Но наши учащиеся вполне могут изобразить и темное гало вокруг светящейся материи нашей Галактики.

За любое упоминание о темной материи рекомендуется добавлять баллы.

3.Земля, двигаясь вокруг Солнца по эллиптической орбите, в январе бывает ближе к Солнцу почти на 5 млн. км, чем в июле. Так почему же в январе у нас холоднее, чем в июле?

Решение. Основная причина сезонных изменений температуры и климата на Земле связана с углом наклоном ее оси вращения к плоскости орбиты вокруг Солнца (эклиптики), который составляет около 66˚. Это определяет высоту Солнца над горизонтом (летом она выше) и продолжительность дня (летом день длиннее). Т.е. летом больше солнечной энергии попадает на Землю в северном полушарии. Зимой наоборот. Для средней полосы это разница достигает несколько раз. А за счет большей близости Земли к Солнцу зимой чем летом, то за счет этого разница в получаемом тепле составляет всего несколько процентов.

4.Сейчас (днем 27 октября 2013 года) над горизонтом могут быть видны Венера, Нептун, Меркурий, Марс, Юпитер, Уран и карликовые планеты Плутон и Церера. Как называется такое расположение планет? Какая планета будет видна ночью?

Решение. Это расположение планет называется парадом планет. К сожалению, сегодня парад планет не виден вечером и ночью, так как планеты находятся над горизонтом днем.Всю ночь будет виден Сатурн.

5.Различают четыре основных фазы Луны: новолуние, первая четверть, полнолуние и последняя четверть. В новолуние Ф = 0, в первую четверть Ф = 0,5, в полнолуние фаза равна Ф = 1,0, а в последнюю четверть снова Ф = 0,5. 29 января 2006 года было новолуние. Какая фаза была у Луны 29 марта? В какой стороне неба была видна Луна в эту дату? В эту же дату наблюдалось полное солнечное затмение. Является ли это простым совпадением двух астрономических явлений?

Сделайте поясняющий чертеж.

Ответ: 29 марта будет новолуние, следовательно Ф = 0. Луна не будет видна ни в какой стороне неба, так как будет новолуние.

Именно в эту дату будет полное солнечное затмение, которое в Москве будет наблюдаться, как частное.

Это не простое совпадение, так как солнечные затмения происходят только во время новолуний.

6.В настоящее время космический аппарат Кассини исследует и фотографирует планету Сатурн и его спутники. Расстояние от Сатурна до Солнца 29,46 астрономические единицы. За какое минимальное время информация, полученная аппаратом, достигает Земли?

Решение.

Минимальное расстояние от Земли до Сатурна 29,46 – 1 = 28,46 а.е. = 28,46·150000000 = 4,27·10 9 км. Свет имеет скорость с = 300000 км/с, поэтому информация достигнет Земли за время 4,27·10 9 км/300000 км/с =1,42·10 4 с = 3ч 57м.

Школьный этап Всероссийской олимпиады по астрономии

2013-2014 учебный год

Время выполнения 4 часа

Каждое задание оценивается в 8 баллов

Школьная олимпиада по астрономии

10 класс

1. 29 марта 2006 года наблюдалось полное солнечное затмение, видимое в России. Почему полное лунное затмение можно наблюдать со всей территорий огромной страны одновременно, а солнечное затмение – только из нескольких определенных мест и при этом в разное время? Что означает фаза Ф = 0,65?

Решение. Солнечные затмения можно видеть только в тех областях Земли, по которым проходит полоса тени Луны. Диаметр тени не превышает 270 км, поэтому полное солнечное затмение одновременно видно лишь на малом участке земной поверхности, и область тени перемещается, поэтому в разных точках полосы затмения оно наступает в разное время. Хотя солнечные затмения случаются чаще лунных затмений, в каждой местности Земли солнечные затмения наблюдаются редко. В Москве будет наблюдаться частное солнечное затмение с фазой Ф = 0,65.

Луна в момент полного лунного затмения в действительности лишается солнечного света, поэтому полное лунное затмение видно из любой точки полушария Земли. Лунное затмение начинается и заканчивается одновременно для всех географических точек, для всех стран. Однако местное время этого явления будет разное.

На рисунке изображены восходы и заходы Солнца в северном полушарии. Укажите, в чем ошибка художника и нарисуйте верный рисунок.

Решение. Только в дни равноденствий 21 марта и 23 сентября Солнце восходит в точке востока и заходит в точке запада (везде).

Например, для Москвы, ϕ =56 ° , в день летнего солнцестояния Солнце восходит на северо-востоке, а в день зимнего солнцестояния – на юго-востоке.

Поэтому надо по-другому нарисовать направления сторон горизонта: стрелку востока направить на точку восхода Солнца 21 марта, а стрелку запада – на точку захода 21 марта.

В каком направлении происходит видимое движение Солнца и Луны относительно звезд?

По каким созвездиям проходит в течение года Солнце, сколько таких созвездий?

Решение.

Относительно звезд Луна движется с запада на восток с угловой скоростью примерно 13 ° в сутки.

Относительно звезд Солнце движется с запада на восток со скоростью примерно 1 ° в сутки.

Видимый годовой путь Солнца проходит через тринадцать созвездий, начиная от точки весеннего равноденствия: Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Змееносец, Стрелец, Козерог, Водолей, Рыбы. Двенадцать из них называются зодиакальными .

В индейской сказке «О белой кувшинке» говорится: «Ваби приподнял кожаный полог, и глаза его от удивления стали круглыми, как у совы. Звезды – голубоватые, зеленые, крохотные и чуть крупнее – весело шевелили лучами почти у самого его носа!».

Что неверно данном описании?

Решение.

Цвет звезды зависит от температуры звезды. Голубоватые звезды имеют высокую температуру, большую 12000К. Зеленых звезд не бывает. Видимые размеры звезд соответствуют разным видимым звездным величинам.

«Шевеление лучей» - дрожание атмосферы.

Таким образом, неверно – зеленый цвет звезд.

Солнце находится на расстоянии 7,5 кпк от центра Галактики и движется со скоростью 220 км/с. За какой период времени Солнце совершает полный оборот вокруг центра Галактики?

Ответ.

Т= = лет

Две одинаковые по массе автоматические межпланетные станции (АМС) совершают мягкие посадки: первая – на Венеру, вторая – на Марс. На какой из планет – Земле, Венере или Марсе – эти АМС имеют наибольший вес? Ускорение свободного падения на Земле и Венере считать одинаковыми, а на Марсе g = 3,7 м/с 2 .

Ответ. Наибольший вес будет на Земле. Вес АМС на Венере будет меньше, чем на Земле, из-за плотной атмосферы (закон Архимеда). На Марсе АМС будет иметь наименьший вес.

Школьный этап Всероссийской олимпиады по астрономии

2013-2014 учебный год

Время выполнения 4 часа

Каждое задание оценивается в 8 баллов

Школьная олимпиада по астрономии

11 класс

1. Какая из перечисленных звезд - Арктур, Вега, Капелла, Полярная, Сириус - является самой яркой звездой северного полушария неба? В каком созвездии она расположена и какую примерно имеет видимую звездную величину?

Решение. Самая яркая звезда на небе – Сириус. Но эта звезда не северного небесного полушария, а южного. Поэтому самая яркая звезда – Вега (α Лиры). У нее примерно нулевая видимая звездная величина.

2. Чему равны сутки на Луне, как видна Земля для космонавта на Луне и существуют ли области на Луне, где Земля восходит и заходит?

Решение. Солнечные сутки на Луне равны 29,5 земных суток. Земля на Луне практически неподвижно висит на небе и не совершает таких движений, как Луна на небе Земли. Это следствие того, что Луна всегда обращена к Земле одной своей стороной. Но благодаря физическим либрациям (покачиваниям) Луны, из областей около края лунного диска можно наблюдать регулярные восходы и заходы Земли. Земля восходит и заходит (приподнимается над горизонтом и опускается за горизонт) с периодом около 27,3 земных суток.

3. Сезоны года на Земле сменяются «в противофазе» (когда в северном полушарии лето, то в южном - зима). Допустим, что гипотетическая планета вращается вокруг Солнца по сильно вытянутой эллиптической орбите, большая полуось которой также равна 1 а.е., и ось вращения перпендикулярна плоскости ее орбиты. Как происходит смена времен года? Как изменится климат по сравнению с климатом Земли?

Решение. На такой планете смена времен года будет проходить синхронно, а не в противофазе, как на Земле или Марсе. Вблизи апогелия на всей планете, в обоих полушариях, синхронно, будет условная зима, а вблизи перигелия - условное лето. «Условные», потому что в общепринятых понятиях на полюсах такой планеты будет вечная зима... Тогда сезоны, зависящие только от потока тепла, будут по всей планете определяться только ее положением на орбите, а значит, будут везде меняться синхронно. Климат на такой планете, несмотря на одинаковую большую полуось а=1 а.е., будет более резким, зимы будут более холодными и долгими по второму закону Кеплера (и путь длиннее, и скорость меньше).

4. Объясните, почему Титан - спутник Сатурна, смог сохранить свою атмосферу, а Меркурий - нет?

Ответ. Титан и Меркурий имеют сходную массу и размеры, но Меркурий находится значительно ближе к Солнцу и получает от него намного больше тепла. В разогретой атмосфере частицы имеют большие скорости и легче уходят от планеты. Поэтому Меркурий не удержал атмосферу. Холодная атмосфера Титана значительно более устойчива.

5. Две нейтронные звезды обращаются вокруг общего центра масс по круговой орбите с периодом 7 часов. На каком расстоянии они находятся, если их массы больше массы Солнца в 1,4 раз? Масса Солнца М ◉ = 2·10 30 кг.

Решение. Звезды находятся на расстоянии 2R друг от друга. F грав. = G ⋅

С другой стороны, F =

3 ⋅ 10 6 м, меньше, чем размеры Земли.

6. Очень редкое и чрезвычайно интересное астрономическое явление - прохождение планеты Венера по диску Солнца. 6 мая 1761 во время прохождения планеты Венеры по диску Солнца М.В. Ломоносов открыл существование атмосферы у Венеры, впервые правильно истолковав «выпячивание» солнечного края при двукратном прохождении Венеры через край диска Солнца.

Прохождения Венеры по диску Солнца группируются парами с интервалом в 8 лет одно от другого. А между парами проходит либо 121,5 лет либо 105,5 лет.

Вот перечень четырех пар:

Какие планеты могут проходить по диску Солнца? Какая из них проходит по диску Солнца чаще и почему?
Как пересекает диск Солнца Венера, справа-налево или слева-направо?
Почему прохождения наблюдаются только в начале июня и декабря?
Почему между двумя последовательными прохождениями должно пройти не менее 8 лет?

Решение. Какие планеты могут проходить по диску Солнца? Какая из них проходит по диску Солнца чаще и почему?

Меркурий и Венера могут проходить по диску Солнца.

Если бы все орбиты лежали точно в одной плоскости, то в каждое из нижних соединений мы могли бы наблюдать, как планета на некоторое время проецируется на солнечный диск, медленно пересекая его слева-направо . Однако, из-за того, что действительные орбиты Меркурия и Венеры наклонены к плоскости орбиты Земли (на 7.0 и 3.4 градуса соответственно), то гораздо чаще в моменты соединений обе эти планеты проходят чуть выше или ниже диска Солнца, надежно прячась в его лучах и оставаясь недоступными для наблюдений.

Орбита Венеры наклонена к эклиптике на 3,4 градуса, поэтому мы можем наблюдать Венеру на фоне Солнца только в те моменты, когда и она и Земля находятся вблизи одного из узлов орбиты Венеры. В июне и декабре Венера находится вблизи линии узлов своей орбиты - в плоскости эклиптики. В другие месяцы прохождения просто невозможны из-за наклона орбиты Венеры к плоскости эклиптики.

Долгота ее восходящего узла 76,7 градуса. Чтобы Земле от точки весеннего равноденствия (21 марта) пройти такой путь по своей орбите (считаем ее круговой), требуется

(76,7 °⋅ 365 сут)/360 ° = 78 сут.

Получаем дату возможного прохождения Венеры по Солнцу:

Дата, конечно, приблизительная, поскольку календарь (простой или високосный год) может менять ее на 1-2 дня, и конечный угловой размер Солнца делает возможным прохождение по его диску в пределах 2-3 дней до или после пересечения Венерой эклиптики (0,5 ° / sin 3,4 ° = 8,4 ° ; их Венера проходит за 5 сут).

Ну а вторая возможная дата наступает, когда Земля проходит у нисходящего узла Венериной орбиты - полгода спустя.

Последний вопрос очень сложный.

Почему между двумя последовательными прохождениями должно пройти не менее 8 лет?

Через окрестности узла орбиты Венеры должны одновременно пройти Земля и Венера с точностью до 2-3 сут, т.е. до 1/100 года. Орбитальный Венеры - 0,61521 года. Умножая его последовательно на целые числа (1, 2, 3, ...), впервые получим целое число с точностью выше 1/100 при умножении на 13:

0,61521 года ⋅ 13 = 7,998 года

Т.е. через 13 оборотов Венеры и 8 оборотов Земли они снова сходятся у избранной точки орбиты Венеры. Если это была точка узла венерианской орбиты, то и через 8 лет будет она же.

Предыдущая статья: Чему равна скорость света Следующая статья: Углерод — характеристика элемента и химические свойства