Sternfreunde Borken e
Съвет за наблюдение през януари 2008 г.
Нашата земя например има маса от 598 111 289 025 000 000 000 000 кг (5.981 * 1024 кг). Газовият гигант Юпитер е 317 пъти по-тежък от Земята. Сатурн, от друга страна, е само 95 пъти по-тежък от Земята. Лек, като се има предвид неговия размер. Плътността от 0,69 g/cmі е толкова ниска, че Сатурн ще плува в земния океан. Това са цифри, от които замайва някои читатели на Брижит. Нека разследваме въпроса как астрономите претеглят тези големи небесни тела, или по-добре казано: Как определяте масите на далечните небесни тела? Удивително е, че сме в състояние да претеглим малките светлинни точки на нощното небе. Но да започнем в началото.
Нека вземем калкулатора на ръка и да видим каква сила жената с масата от 69 кг е привлечена от земята. Тогава силата ще бъде гравитационната константа 6.672 * 10 ^ -11 mі/kg sІ x 5.981 * 10 ^ 24kg (маса на земята) x 69kg (маса на жената), разделена на квадрата от 6 378 000 m (т.е. земния радиус на квадрат) . Човек получава, чува и се учудва: 677 нютона. Всъщност исках да изоставя математическите изводи, но това е просто толкова забавно. Нека изпратим жената на Луната, за да я сложим на кантара. Везните ще показват шеста от теглото там, т.е. 113 нютона. И сега става интересно. Жената става везната за луната. Радиусът на луната е 1,738 000 m. Просто трябва да обърнем формулата, така че да се изчисли масата на луната, т.е.теглото на жената 113 нютона умножено по квадрата на лунния радиус (1.738.000І), разделено на гравитационната константа, умножена по масата на жената. И получавате 7,40 * 10 ^ 22 кг за луната.
С това направихме първата стъпка към определяне на масата на астрономическите тела. За съжаление методът е доста непрактичен и бързо достига своите граници. За утеха на изследователите жената се държи само като тестово тяло, което може да бъде заменено. Дори това да не е точно комплимент и вероятно ще предизвика протести сред жените. Например земята е добър пробен образец за определяне на масата на слънцето. Тя обикаля около слънцето в радиус от 149,6 милиона км за една година. С тези данни може да се изчисли центробежната сила на земята. Не се притеснявайте, сега няма да го направим. Центробежната сила и гравитационната сила се отменят взаимно, в противен случай земната орбита не би била стабилна. С известната гравитационна сила и радиуса на орбитата е лесно да се изчисли масата на слънцето. Резултатът е 2 * 1030 кг, т.е. 2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 кг. Това е нещо, нали?
Транзит на Венера, 8 юни 2004 г.
Докато планетите могат да се използват като образци за слънцето, масите на планетите могат да бъдат определени чрез определяне на орбитите на луните, които ги обикалят. Луните се считат за тестови тела в гравитационното поле на планетата. Това е допустимо, докато масите на тестовите тела са пренебрежимо малки в сравнение с масите на планетите. И тук е така.
При звездите въпросът не е толкова прост. В повечето случаи не е толкова лесно да се определи масата директно. Директното определяне на масата може да се извърши само в случай на двоични звезди, чиято взаимна орбита е известна. Ако знаете орбитите, можете да използвате третия закон на Кеплер, за да изчислите общата маса на двете звезди. Масовата част на двете орбитиращи звезди е обратно пропорционална на основните полуоси на техните орбити. Процедурата е подобна на определянето на масата на слънцето с помощта на орбитите на планетите. В случай на двоични звезди обаче не може непременно да се предположи, че един от партньорите има лъвския дял от масата, какъвто е случаят с планетите в случая на слънцето.
Във всеки случай досега е било възможно да се изследват няколкостотин звезди по този начин. Направено е следното откритие. Масата на звездите корелира със светимостта на звездите. Колкото по-тежка е една звезда, толкова по-разточителна е с енергийния си бюджет. Яркостта към масата се държи като L
ми. За звезда, чиято яркост е два пъти по-голяма от тази на слънцето, например маса от 8 слънчеви маси.
Следователно звезда с четирикратна слънчева светимост би имала маса от 64 слънчеви маси. С този много прост закон астрономът може да постави голяма част от звездите на везните. Той просто трябва да знае блясъка на звездата. Най-важният му инструмент за това е диаграмата Hertzsprung-Russell, в която звездите са разпределени в спектрални класове. Спектралният клас дава на астронома необходимата информация за светимостта на звездата. Това е възможно, тъй като звездите са основно структурирани и функционират по подобен начин. Свойствата като маса, светимост и цвят на звездата зависят едно от друго. Същото е и с хората. Обемен човек е съответно тежък и консумира сравнително голямо количество храна, за да обясни въпроса с прост пример. Ако една звезда искаше да се регистрира в Weight Watchers, той трябваше да посочи своя спектрален клас във формуляра за регистрация.
Строго погледнато, връзката маса-светимост, както е описана тук, се отнася само за звездите от главната последователност. Няма надеждно изчисление на масата за гигантски червени звезди, бели джуджета или черни дупки. Тук трябва да се използват отделни модели.
В случая със звездите и планетите определените маси се вписват много добре в концепциите на астрономите. Въпросът става по-озадачаващ от галактиките, клъстерите галактики и самата Вселена. През последните години там са направени любопитни открития. Твърдението на Нютон, че се наслаждава на капката знание, докато океанът на истината е пред него, е по-актуално от всякога за днешната астрономия и астрофизика.
Крайна галактика NGC 891 в съзвездието
Андромеда
Винаги в кръг - Sternbe-
движения в галактиките
диаграма
Диаграмата показва проблема отново графично.За този проблем има две решения: Първият и много противоречив подход е теорията на ЛУНАТА (Modified Newtonian Dynamics), според която инерцията на масата намалява на големи разстояния от центъра на масата а на скоростите във външните райони на галактиките е позволено да останат високи, без галактиката да изхвърля масата си. MOON може да опише добре поведението на звездите в галактиките, но има недостатъка, че е само описание на поведението, но не дава обяснение на явлението.
Следователно може да се даде само много неясна информация за масови натрупвания като галактични клъстери. Астрономите наблюдават светещата материя и могат да правят преброяване на галактиките. Можете да изучавате скоростите на галактиките в рамките на галактически клъстер и да използвате това, за да оцените масата на галактическия клъстер. Тъмната материя е особено очевидна тук. Често в клъстерите на галактиките има само няколко ярки големи галактики. Лъвският дял са малките галактики джуджета, някои от които се състоят от над 99% от неизвестната тъмна материя. Пространството между галактиките също не е празно. Галактиките се движат в тънък междугалактически газ, който се състои главно от йонизиран водород, чиято температура е над 100 милиона градуса по Целзий. Този тънък газ се открива само в рентгенова светлина. Това обаче не допринася за решаващата част от общата маса, която се намира в купчините галактики.
Астрономите нямат друг избор, освен да търсят по-нататък, за да разкрият тайната на липсващата маса. И нямам друг избор, освен да предписвам повече упражнения и по-малко калории, за да си върна гащите.
Отново честита Нова година,
Кристиан Оверхаус
Посетители: 174.428 | Последна актуализация: 1 юни 2008 г.