Методические рекомендации по организации работы с одаренными детьми icon

Методические рекомендации по организации работы с одаренными детьми


Смотрите также:
Методические рекомендации по организации работы с одаренными детьми...
Методические рекомендации для специалистов, работающих с одаренными детьми Курган 2009...
Организация работы с одаренными детьми: из опыта работы...
Методические рекомендации по организации работы с одарёнными детьми (на примере учебных...
Методические рекомендации по работе с одаренными детьми в урочное и внеурочное время на основе...
Анализ работы школы по работе с одарёнными детьми за 2010 2011 учебный год...
Методические рекомендации по организации работы с одаренными детьми в школе...
Методические рекомендации по работе с одаренными детьми для дошкольных образовательных...
Методические рекомендации по работе с одаренными детьми для дошкольных образовательных...
Программа работы с одаренными детьми по информатике--халанская С. М. Программа по информатике...
Отчет о работе юридического факультета с одаренными детьми за 2011 год...
План работы с одаренными детьми моу сош №18 на 2010-2011 учебный год Цель...



Загрузка...
страницы:   1   2   3   4   5   6   7
скачать
Банк данных нормативных документов и методических материалов для педагогов по организации работы с одаренными детьми в школе по профильному предмету «Астрономия»


Методические рекомендации по организации работы с одаренными детьми

Настоящие методические рекомендации подготовлены центральной методической комиссией по астрономии всероссийской олимпиады школьников и направлены на помощь соответствующим предметно-методическим комиссиям в составлении заданий для школьного и муниципального этапов всероссийской олимпиады школьников по астрономии в субъектах Российской Федерации.

Данный материал содержит рекомендации по структуре и тематике заданий школьного и муниципального этапов олимпиады по астрономии, условиям проведения этих этапов, материально-техническому обеспечению, а также системе оценивания и процедуре определения победителей и призеров соответствующих этапов.

Центральная предметно-методическая комиссия по астрономии желает организаторам успехов в проведении школьного и муниципального этапа олимпиады. По любым вопросам, связанным с данными этапами можно обратиться по электронной почте к председателю комиссии профессору А.С. Расторгуеву (адрес rastor@sai.msu.ru) и заместителю председателя комиссии О.С. Угольникову (адрес ougolnikov@gmail.com).

Методические рекомендации для школьного и муниципального этапов всероссийской олимпиады школьников по астрономии в 2010/2011 учебном году утверждены на заседании центральной предметно-методической комиссии по астрономии (протокол от 27 мая 2010 года).


^ ОБЩИЕ ПРИНЦИПЫ РАЗРАБОТКИ ЗАДАНИЙ


Школьный и муниципальный этапы всероссийской олимпиады школьников являются ее первыми двумя этапами. Их целью является поощрение у школьников интереса к изучению того или иного предмета и выделение талантливых ребят для участия в последующих этапах Олимпиады.

Основные принципы, в соответствии с которыми формируются задания того или иного этапа всероссийской олимпиады школьников по астрономии, описаны в книге «Всероссийская олимпиада школьников по астрономии в 2006 году» (автор-составитель О.С. Угольников, Федеральное Агентство по образованию РФ, АПКиППРО, 2006). В 2010/2011 году методические рекомендации по составлению заданий олимпиады составлены в соответствии с Положением о всероссийской олимпиаде школьников (далее Положение), принятого Министерством образования и науки Российской Федерации в 2009 году (приказ от 2 декабря 2009 г. № 695).

В соответствии с данным Положением, школьный этап всероссийской олимпиады школьников проводится c 1 октября до 15 ноября, разработка заданий производится муниципальной предметно-методической комиссией. Данный этап Олимпиады проводится среди школьников 5-11 классов. Рекомендуется проводить этот этап в пяти возрастных параллелях: 5-6, 7-8, 9, 10 и 11 классы. Для каждой из возрастных параллелей должен быть предложен свой комплект заданий, при этом некоторые задания могут входить в комплекты по нескольким возрастным параллелям (как в идентичной, так и в отличающейся формулировке).

Исходя из целей и задач школьного этапа всероссийской олимпиады по астрономии, рекомендуется предлагать школьникам по 6 не связанных друг с другом заданий. На школьном этапе 4-5 из этих 6 заданий должны иметь односложную структуру решения, связанную с применением одного-двух астрономических фактов или физических законов (задания первой категории). 1-2 задания должны быть заданиями второй категории, требующими последовательного применения сразу нескольких фактов или законов. При этом система оценивания всех заданий должна быть идентичной. Рекомендуется оценивать решение по 8-балльной системе (от 0 до 8). В исключительных случаях, при полном решении с предложением идей, расширяющих и дополняющих задание, может быть выставлена оценка в 9 баллов.

Тематика заданий выбирается исходя из списка вопросов, рекомендуемых предметно-методической комиссией всероссийской олимпиады школьников по астрономии при подготовке к этапам Олимпиады (см. Приложение). Данный список разработан для 9, 10 и 11 классов, однако при составлении заданий нужно принять во внимание, что школьный этап проводится в начале учебного года, и задания должны ориентироваться на программу предыдущих лет и первые пункты программы текущего года. При составлении заданий для 5-6 и 7-8 класса используется тематика первых пунктов Списка вопросов вместе с основными начальными астрономическими понятиями и фактами, входящими в программу курса естествознания.

Каждое из заданий для 9, 10 и 11 классов должно быть связано с разными вопросами из методического списка. Таким образом, достигается сбалансированность комплекта заданий по темам.

На первом этапе составления заданий необходимо создать базу данных, содержащих примерно вдвое большее число заданий-кандидатов, чем это требуется для проведения этапа Олимпиады. Задания проходят независимую экспертизу в муниципальной методической комиссии, на основе которой формируется более узкий комплект. Далее задания распределяются по возрастным категориям, исходя из требований, описанных выше. Сформированный комплект проходит повторную экспертизу в муниципальной предметно-методической комиссии.

Вместе с заданиями муниципальная предметно-методическая комиссия должна подготовить и утвердить полные решения и рекомендации для школьного жюри по оцениванию каждого из заданий.

Задания муниципального этапа всероссийской олимпиады школьников по астрономии формирует предметно-методическая комиссия субъекта Российской Федерации. Муниципальный этап Олимпиады по астрономии проводится с 25 ноября до 15 декабря среди школьников 7-11 классов, которые целесообразно разделить на четыре возрастные параллели: 7-8, 9, 10 и 11 классы. Это разделение аналогично школьному этапу, кроме отсутствующей в муниципальном этапе параллели 5-6 классов. Принципы формирования комплекта заданий муниципального этапа во многом аналогичны школьному этапу, только здесь из 6 предлагаемых заданий 2-3 должны быть многоступенчатыми задачами второй категории сложности. Так как муниципальный этап, в соответствии с Положением, проводится в ноябре-декабре, в задания можно включать большее количество вопросов программы текущего года обучения (для 10-11 классов).

Процедура составления заданий муниципального этапа аналогична школьному этапу. Первоначальная база заданий подвергается экспертизе, после чего задания распределяются по возрастным параллелям в соответствии со списком вопросов, рекомендуемых центральной предметно-методической комиссией (см. Приложение). Готовый комплект заданий вновь проходит экспертизу в региональной предметно-методической комиссии по астрономии. Вместе с условиями заданий разрабатываются и утверждаются подробные решения и рекомендации для жюри по его проверке.


^ ПРОЦЕДУРА ПРОВЕДЕНИЯ ШКОЛЬНОГО И МУНИЦИПАЛЬНОГО ЭТАПОВ

Школьный и муниципальный этапы всероссийской олимпиады школьников по астрономии проводятся в один тур. Участники Олимпиады и сопровождающие их лица (для муниципального этапа) должны быть предупреждены о необходимости прибыть на место проведения не менее чем за 20-30 минут до его начала. Они приглашаются на предварительное собрание, на котором оглашаются правила проведения Олимпиады, представляется состав оргкомитета и жюри. После этого участники Олимпиады распределяются по аудиториям.

Для проведения этапов Олимпиады организационный комитет предоставляет аудитории в количестве, определяемом числом участников Олимпиады. В каждой аудитории должны находиться не более 15 участников, каждый из которых должен сидеть за отдельной партой. Вне зависимости от их количества, участники Олимпиады по каждой возрастной группе должны находиться в разных аудиториях. Каждому участнику Олимпиады оргкомитет должен предоставить ручку, карандаш, линейку, резинку для стирания и пустую тетрадь со штампом организационного комитета. В каждой аудитории должны быть также запасные канцелярские принадлежности и калькулятор. В течение всего тура Олимпиады в каждой аудитории находится наблюдатель, назначаемый организационным комитетом. Перед началом работы участники Олимпиады пишут на обложке тетради свою фамилию, имя и отчество, номер класса и школы, район и населенный пункт.

По окончании организационной части участникам выдаются листы с заданиями, соответствующими их возрастной параллели. Наблюдатель отмечает время выдачи заданий. На решение заданий школьного и муниципального этапов Олимпиады по астрономии школьникам 9 класса и моложе отводится 3 часа, школьникам 10 и 11 классов – 4 часа. Участники начинают выполнять задания со второй страницы тетради, оставляя первую страницу чистой. По желанию участника он может использовать несколько последних страниц тетради под черновик, сделав на них соответствующую пометку. При нехватке места в тетради наблюдатель выдает участнику дополнительную тетрадь. По окончании работы вторая тетрадь вкладывается в первую.

^ Во время работы над заданиями участник Олимпиады имеет право:

  1. Пользоваться любыми своими канцелярскими принадлежностями наряду с выданными оргкомитетом.

  2. Пользоваться собственным непрограммируемым калькулятором, а также просить наблюдателя временно предоставить ему калькулятор.

  3. Обращаться с вопросами по поводу условий задач, приглашая к себе наблюдателя поднятием руки.

  4. Принимать продукты питания.

  5. Временно покидать аудиторию в сопровождении наблюдателя, оставляя в аудитории свою тетрадь.

Во время работы над заданиями участнику запрещается:

  1. Пользоваться мобильным телефоном (в любой его функции).

  2. Пользоваться программируемым калькулятором или переносным компьютером.

  3. Пользоваться какими-либо источниками информации, за исключением листов со справочной информацией, раздаваемых оргкомитетом перед туром.

  4. Обращаться с вопросами к кому-либо, кроме наблюдателя, членов оргкомитета и жюри.

  5. Производить записи на собственную бумагу, не выданную оргкомитетом.

  6. Запрещается одновременный выход из аудитории двух и более участников.

При проведении муниципального этапа лица, сопровождающие участников Олимпиады, не имеют право подходить к аудиториям, где работают участники, до окончания этапа во всех аудиториях. Участники, досрочно сдавшие свои работы, могут пройти к сопровождающим, но не могут возвращаться к аудиториям. По окончании работы все участники покидают аудиторию, оставляя в ней тетради с решениями.

После завершения работы участников они переходят вместе с сопровождающими в конференц-зал или большую аудиторию, где проводится заключительное собрание. Перед ними может выступить член оргкомитета и жюри с кратким разбором заданий.

Отдельное помещение для жюри должно быть предоставлено оргкомитетом на весь день проведения Олимпиады, при надобности – и на следующий день. Члены жюри должны прибыть на место проведения Олимпиады не позднее, чем через 2 часа после начала работы участников. Председатель жюри (или его заместитель) и 1-2 члена жюри должны прибыть к началу этапа и периодически обходить аудитории, отвечая на вопросы участников по условию задач.


^ ПРОЦЕДУРА ОЦЕНИВАНИЯ РЕШЕНИЙ И ПОДВЕДЕНИЯ ИТОГОВ

Решение каждого задания оценивается по 8-балльной системе с возможностью выставления оценки в 9 баллов. Большая часть из этих 8 баллов (не менее 4-5) выставляется за правильное понимание участником Олимпиады сути предоставленного вопроса и выбор пути решения. Оставшиеся баллы выставляются за правильность расчетов, аккуратную и полную подачу ответа.

Максимальная оценка за каждое задание одинакова и не зависит от темы, освещаемой в задании, и категории сложности. Таким образом, достигается максимальная независимость результатов школьного и муниципального этапов Олимпиады от конкретных предпочтений каждого школьника по темам в курсе астрономии и смежных дисциплин.

Суммарная оценка за весь этап (школьный или муниципальный) составляет 48 баллов. Победителем этапа становится участник, набравший максимальное количество баллов в своей возрастной параллели. Призерами Олимпиады становятся участники, идущие в итоговом протоколе за победителем и имеющие результат не ниже 15-20 баллов. Число призеров Олимпиады ограничивается квотой, установленной организаторами школьного и муниципального этапа всероссийской олимпиады школьников по астрономии.


^ Методические материалы, обеспечивающие поддержку творческих лабораторий по курсу Астрономия


Впервые измерена скорость распространения гравитации


"Научному сообществу представлены результаты первого эксперимента по определению скорости распространения гравитационного взаимодействия, осуществленного в сентябре минувшего года” (Cnews.ru).


Это почти дословный перевод фразы, сказанной 7 января на пресс-конференции, которые сопровождают 201-й съезд Американского Астрономического Общества, проходящий сейчас в Сиэтле.


Это заявление может вызвать некоторую улыбку и зря. Конечно, некоторые ограничения на возможную скорость распространения гравитации были известны и раньше, но все они были гораздо менее точны, чем упомянутый результат.

Фото с пресс-конференции. Слева – Эд Фомалон (NRAO), справа – Сергей Михайлович Копейкин (университет Миссури)



^ Фото с пресс-конференции. Слева – Эд Фомалон (NRAO), справа – Сергей Михайлович Копейкин (университет Миссури)


Ну теперь о самом эксперименте, организованном и проведенном Эдом Фомалоном (Ed Fomalont) из Национальной радиоастрономической обсерватории США в г. Шарлоттсвилль (штат Вирджиния) и, что особенно приятно, Сергеем Копейкиным из университета Миссури.


В ньютоновской теории тяготения гравитационное взаимодействие распространяется мгновенно. Согласно общей теории относительности Эйнштейна – скорости распространения гравитации и света одинаковы. (Есть еще ряд теорий, в которых гравитация распространяется медленнее или быстрее, чем свет.) Эти различия могли бы, например, проявиться так: если бы Солнце мгновенно исчезло, то по Ньютоновской теории Земля в тот же миг покинула бы свою орбиту, а согласно ОТО около 8 минут в ее движении не происходило бы никаких изменений. Этот эксперимент – умозрительный, в действительности надо было найти очень массивное тело, движущееся рядом с источником излучения. Но где его найти и как поставить подобный эксперимент в реальности?


Выход был найден. 8 сентября 2002 года Юпитер проходил на расстоянии 3.7′ от радиояркого квазара J0842+1835. Положение квазара на небе во время прохождения Юпитера измерялось с высокой точностью с помощью межконтинентального радиоинтерферометра (VLBI – Very Long Base Interferomener). Измерения велись на частоте 8.4 ГГц, было проделано 5 наблюдений – 4, 7, 8, 9 и 12 сентября 2002 г. Положение квазара J0842+1835 мерилось относительно положений двух других квазаров: J0839+1802 (0.8° к юго-западу) и J0854+2006 (3.3° к северо-востоку). При изменении скорости распространения гравитации (cg) от скорости света (cg=c) до бесконечности (cg=∞) видимое положение квазара менялось бы примерно на 50 (микро угловых секунд), что превышает точность измерений. Таким образом измерение положения квазара с точностью 10μas позволило бы оценить cg с точностью 20%. (Подробнее о постановке эксперимента можно прочитать в препринте gr-qc/0206022.)


Измерения были проведены, их результаты – обработаны и они в очередной раз подтвердили правильность Эйнштейновской теории тяготения:




Вероятно следующий шаг в измерении скорости распространения гравитации будет уже связан с наблюдениями гравитационных волн.


^ Вселенная как “гигантский компьютер”

Любая физическая система способна регистрировать и обрабатывать информацию, и эти “способности” имеют количественное выражение. Крупнейшая известная нам физическая система – это Вселенная. Недавно американский ученый С. Ллойд задался целью подсчитать, что представляет собой Вселенная с “информационной” точки зрения.


Бурное развитие новой области физики, квантовой информации, стимулировано в значительной мере возможностью практических приложений, таких, как квантовая криптография и создание квантовых компьютеров. Последняя задача связана с поиском физических систем, на основе которых можно реализовать квантовые компьютеры, а также с поиском задач, в решении которых квантовые компьютеры могут дать значительный выигрыш по времени по сравнению с обычными компьютерами. Решение этих задач, естественно, требует возможности описывать способность физических систем обрабатывать информацию, и, в частности, знание ограничений на скорость обработки информации. Однако помимо относительно утилитарных задач существует “звездное небо над головой” и иногда хочется обратить на него пристальный взгляд исследователя. Вселенная – физическая система, и, если описывать ее как систему, подчиняющуюся законам квантовой механики, можно попытаться количественно оценить ее способность регистрировать и обрабатывать информацию. Подобную цель поставил перед собой ученый из Массачусетского технологического института С.Ллойд: он решил подсчитать, сколько элементарных логических операций могла выполнить такая физическая система, как Вселенная, за время своего существования, и какова ее информационная емкость (в битах).


Конечно, говоря о Вселенной как целом, мы вступаем в область неопределенности – в отличие от знаний о произведенном человеком персональном компьютере, да и о любой экспериментально исследованной на Земле физической системе, наши знания о Вселенной гораздо более ограничены. Поэтому речь может идти только о достаточно упрощенных оценках, основывающихся на существующих космологических моделях (Ллойд в своих расчетах предполагал, что Вселенная возникла порядка 10 миллиардов лет в результате Большого взрыва).


Используя ранее полученные ограничения на число элементарных логических операций, которые может выполнить физическая система (число операций пропорционально энергии системы, так как минимальное время, требующееся квантовомеханической системе, чтобы перейти из одного состояния в другое, обратно пропорционально ее энергии), Ллойд показал, что за время своего существования Вселенная могла выполнить порядка 10120 элементарных логических операций. Для сравнения он приводит оценку числа элементарных логических операций, выполненных всеми имеющимися в мире обычными компьютерами за все время их существования, – порядка 1031 операций.


Количество информации, которое может быть “воспринято” физической системой, пропорционально максимуму энтропии для этой системы. Рассчитывая таким образом информационную емкость Вселенной (точнее материальной Вселенной – материи во всех ее формах), Ллойд получил цифру 1090 бит. Для того, чтобы зарегистрировать такое количество информации, требуется использовать каждую степень свободы каждой частицы во Вселенной. Опять же для сравнения – информационная емкость всех компьютеров Земли заведомо меньше 1021 бит.


Однако при таком расчете из рассмотрения исключалась гравитация; причиной этого является отсутствие квантовой теории гравитации, что не позволяет проводить последовательное квантовомехническое рассмотрение вопроса, какова может быть информационная емкость Вселенной, связанная с гравитационными степенями свободы. Грубая оценка показывает, что информационная емкость Вселенной при учете гравитации не может превышать c2T2/l2p (где lp – планковская длина, а T – возраст Вселенной, c – скорость света в вакууме), т.е. быть больше 10120 бит.


Следует ли понимать приведенные выше цифры что называется “в лоб”, т.е. рассматривать Вселенную как компьютер с емкостью памяти 1090 бит, который за время своего существования выполнил 10120 элементарных логических операций? Вряд ли... Автор предлагает две более разумные интерпретации полученных величин (для краткости скажем только о количестве операций): 1) это верхний предел количества логических операций, которые могли быть выполнены за время существования Вселенной; 2) это нижний предел для числа элементарных логических операций, которые должен выполнить квантовый компьютер для непосредственного детального расчета эволюции Вселенной.


Хочется верить утверждению автора, что Вселенная, конечно, не является компьютером, работающим под Linux или Windows, – это дает нам неплохой шанс прожить долгую и счастливую жизнь.


^ Планетарная туманность

Светлая туманность вокруг старой звезды, образованная верхними истекающими слоями ее атмосферы; обычно это оболочка, сброшенная звездой-гигантом. Туманность расширяется и светится в оптическом диапазоне, поскольку ее газ нагрет (Т ~ 10000 К) и возбужден ультрафиолетовым излучением горячего ядра центральной звезды. Первые планетарные туманности были открыты В.Гершелем около 1783 г. и названы так за их внешнее сходство с дисками планет. Однако далеко не все планетарные туманности имеют форму диска: многие имеют форму кольца или симметрично вытянуты вдоль некоторого направления (биполярные туманности). Внутри них заметна тонкая структура в виде струй, спиралей, мелких глобул. Скорость расширения планетарных туманностей 20-40 км/с, диаметр 0.01-0.1 пк, типичная масса около 0.1 массы Солнца, время жизни около 10 тыс. лет.


Невооруженным глазом планетарные туманности не видны. Наиболее близкая планетарная туманность, называемая “Улитка” (в созвездии Водолея) имеет диаметр, примерно равный 1/4 градуса.


^ Рассеянное скопление

Звездные скопления в дисках спиральных и неправильных галактик, обычно состоящие из нескольких сотен или тысяч звезд молодого или умеренного возраста (10-100 млн лет). Имеют меньшую плотность и выглядят более разреженными, чем шаровые скопления. Их устаревшее название “галактические скопления” указывает на видимую концентрацию к плоскости Галактики, т.е. к Млечному Пути. Англоязычное название рассеянных скоплений (open cluster) иногда неверно переводят в научно-популярной литературе как “открытое скопление”. Такого термина в современной русскоязычной астрономии нет.


Известны десятки тысяч рассеянных скоплений. Два самых близких к нам – Плеяды и Гиады – хорошо видны невооруженным глазом в созвездии Тельца.


^ Шаровое скопление

Звездное скопление, отличающееся от рассеянного скопления большим количеством звезд, их более высокой концентрацией к центру скопления и значительно большим возрастом, близким к возрасту Галактики. Обычно в шаровых скоплениях заключено 105–106 звезд. В нашей Галактике обнаружено около 150 шаровых скоплений; всего их, вероятно, не более 200. Шаровые скопления относятся к сферической составляющей Галактики.


В других галактиках (например, в Магеллановых Облаках) наряду со старыми наблюдаются и молодые шаровые скопления. Маленькие галактики вообще не содержат шаровых скоплений или содержат их всего несколько. А гигантские эллиптические галактики содержат тысячи шаровых скоплений.


В северном полушарии шаровые скопления невооруженным глазом не видны. Самое яркое шаровое скопление – Омега Центавра – имеющее 4-ю звездную величину, наблюдается только в южных широтах.


^ Галактика, спиральная

Галактика, основным наблюдаемым элементом которой является вращающийся диск с выделяющимися на нем спиральными ветвями. К числу таких галактик относится наша Галактика и ближайшие крупные галактики – Туманность Андромеды (М31) и Туманность Треугольника (М33).


^ Галактика, эллиптическая

Многочисленный класс галактик, не обладающих ни ярким звездным диском, ни спиральными ветвями. Среди Э.Г. находятся как самые массивные галактики (с массой до 1012 масс Солнца), так и самые маломассивные (107–109 масс Солнца). Э.Г. не имеют резких границ, их яркость монотонно уменьшается с удалением от центра. Э.Г. почти не содержат холодного межзвездного газа и молодых звезд. Звезды Э.Г., как правило, имеют возраст, превышающий 10 миллиардов лет. Ряд близких карликовых Э.Г. является спутниками нашей Галактики. Много Э.Г. высокой светимости содержится в ближайшем к нам крупном скоплении галактик в созвездии Девы.


^ Неправильная галактика

Галактика, имеющая асимметричную форму и клочковатую структуру, не характерную для типичных эллиптических или спиральных галактик. В различных системах морфологической классификации галактик неправильные обозначают как I, Ir или Irr (от англ. irregular, неправильный). Примером неправильных галактик служат Магеллановы Облака. По сравнению с нашей Галактикой, неправильные галактики имеют, как правило, небольшие размеры и массы, и содержат много межзвездного газа и молодых звезд. Ядро галактики и балдж в них слабо выражены или отсутствуют.

Неправильная галактика (иначе иррегулярная галактика) – галактика, не имеющая четко выраженной структуры (в отличие от спиральных или эллиптических галактик). Отличаются в среднем повышенным содержанием газа и пыли и высоким темпом звездообразования. Общая доля Н.Г. во Вселенной cоставляет несколько процентов.


Ближайшие Н.Г. – спутники нашей Галактики Большое и Малое Магеллановы Облака, видимые невооруженным глазом в южном полушарии. Расположены на расстоянии около 60 кпк.


^ Звезды, двойные

Две звезды, наблюдающиеся на близком угловом расстоянии друг от друга (как правило, от несколько угловых секунд до долей секунды). Различают оптические двойные звезды, когда звезды находятся на различном расстоянии от нас, и лишь случайно кажутся близкими на небе, и физические двойные звезды, которые связаны гравитационным притяжением в единую систему и вращаются вокруг общего центра масс. Не менее половины наблюдаемых звезд являются физическими парами. Если компоненты Д.З. не видны раздельно, о двойственности системы можно узнать по анализу их спектров (см. Звезды спектрально-двойные) или периодическому изменению их яркости (см. Звезды затменно-переменные). Когда расстояние между звездами оказывается таким, что лишь ненамного превышает сумму их радиусов, то может возникнуть перетекание вещества с менее плотной звезды на более плотную (см. Аккреция). Такие Д.З. называют тесными двойными системами. Обмен вещества между звездами сильно влияет на Эволюцию звезд. Примером физической пары Д.З., хорошо видимой в бинокль или небольшой телескоп, является яркая звезда γ Андромеды, на расстоянии около 10″ от которой заметен более слабый спутник.


^ Галактика с изогнутым диском

C. Conselice

U. Wisconsin/STScI



На снимке - вид с ребра весьма необычной галактики ESO 510-G13. Обычно спиральные галактики имеют плоский диск. Этот перекручен “винтом” благодаря гравитационному взаимодействию с близлежащей галактикой (за пределами снимка). Силуэт диска хорошо виден благодаря пыли на фоне свечения звезд балджа (центрального утолщения) галактики. Со временем диск вернется к обычной плоской форме.


Во время наблюдения ESO 510-G13 камера WFPC2 Хабблa преодолела стотысячный рубеж по числу экспозиций.


^ Галактика с бурным звездообразованием

G.R. Meurer, T.M. Heckman, C. Leitherer, J. Harris, D. Calzetti and M. Sirianni




В большинстве галактик звездообразование идет достаточно медленно, за исключением редких экземпляров, относящихся к класу галактик с бурным звездообразованием (starburst galaxies). Темп звездообразования определяется по цвету: молодые звездные скопления выделяются интенсивным голубым и ультрафиолетовым изучением массивных короткоживущих звезд.


В галактике NGC 3310, показанной на снимке, звездообразование идет в небывалом темпе. В галактике видны несколько сотен молодых скоплений до миллиона звезд в каждом. Образование подобных скоплений занимает меньше ста тысяч лет. Видны также отдельные ярчайшие звезды.


С возрастом каждое скопление становится краснее. Измерение цветов скоплений на снимке показывает, что их возраст варьируется от миллиона до ста миллионов лет. Значит бурное звездообразование началось около 100 миллионов лет назад и продолжается до сих пор. Оно могло быть вызвано галактикой-компаньоном, столкнувшейся с NGC 3310 (Так написано в пресс-релизе, при этом ничего не сказано, что это за компаньон и где он находится сейчас – прим. Scientific.ru)


Этот случай может изменить взгляды астрономов на всплески звездообразования в галактиках. Предполагалось, что они вызываются столкновениями галактик. В данном случае широкий разброс возраста скоплений свидетельствует, что всплеск, начавшись, может продолжаться долгое время. (Здесь содержится очередная неясность. Дело в том, что временной масштаб столкновения галактик – сотни миллионов лет. С другой стороны не видно никаких следов взаимодействия галактик. Скорее всего в хотели сказать, что в данном случае мы имеем дело с какой-то другой причиной всплеска звездообразования – прим. Scientific.ru).


Галактика NGC 3310 находится в созвездии Большой Медведицы на расстоянии 59 миллионов световых лет.


^ Звезды, кварковые и нейтронные

Чем массивнее звезда тем жарче она горит, тем сильнее светит и меньше живет. В ходе термоядерных реакций водород в центрах таких звезд превращается в гелий, затем гелий в так называемые элементы углеродного цикла (собственно углерод, кислород, азот и т.д.), они в свою очередь превращаются в еще более тяжелые элементы (магний, кремний и т.д.) вплоть до железа (подробнее об этом вы можете прочитать здесь или здесь). И когда достаточно массивная (с массой больше 8-10 масс Солнца) звезда завершает свою эволюцию в ее центре образуется ядро состоящее из тяжелых элементов, структура которого похожа на луковицу самые тяжелые находятся внутри и окружены оболочками из более легких. В некоторый момент это ядро теряет устойчивость и начинает катастрофически сжиматься коллапсировать (подробнее см. здесь). Центральная часть ядра превращается в сверхплотный объект - нейтронную звезду - о которой и будет идти речь дальше, а оболочка звезды и внешние части ядра с высокой скоростью выбрасываются в пространство. Такой сброс оболочки, сопровождающийся чрезвычайно сильным и быстрым увеличением светимости звезды (некоторое время она одна светит как целая галактика), называется взрывом сверхновой звезды.


Нейтронная звезда называется так не зря. В свободном состоянии нейтрон (n) является неустойчивой частицей и в среднем через 15 минут он распадается на протон, электрон и антинейтрино


n → p + e– + ν


Масса нейтрона превышает сумму масс покоя протона и электрона, а остаток энергии идет в кинетическую энергию движения частиц и на нейтрино. Однако, если поместить нейтрон в холодный и очень плотный газ протонов и электронов (так называемый вырожденный газ), то "все места" для частиц на которые "хотел бы" распасться нейтрон оказываются заняты и он становится устойчивым. Для того, чтобы создались описанные условия, необходимо очень высокое давление, которое в недрах нейтронной звезды создается ее собственной гравитацией. За исключением внешних слоев нейтронной звезды (коры) ее вещество состоит в основном из нейтронов и очень небольшого количества протонов и электронов. Давление в центре нейтронной звезды столь высоко, что плотность вещества там может в несколько раз (до 10-15) превышать плотность атомных ядер. (Атомные ядра тоже состоят из нейтронов и протонов, только они удерживаются рядом друг с другом ядерными силами, а не гравитацией, как в нейтронной звезде).


Как ведет себя вещество при таких высоких плотностях нам известно не очень хорошо, сегодня об этом выдвинут ряд гипотез: вещество может оставаться нейтронным, в нем могут начать рождаться более тяжелые частицы (гипероны) или образоваться конденсат π - или K-мезонов. Еще одной, очень популярной на сегодня гипотезой, является превращение нейтронной материи в кварковую. Согласно этой модели при плотностях достигающихся в центрах нейтронных звезд нейтроны оказываются расположенными вплотную друг к другу (на расстоянии их классических радиусов). Каждый нейтрон (а также протон) состоит из трех кварков. При не столь высоких плотностях кварки удерживаются внутри нейтрона, но в центре нейтронной звезды они теперь получают возможность переходить в соседний нейтрон, то есть свободно перемещаться по всей области высокой плотности. Группировка кварков по три в нуклоны исчезает и вещество можно рассматривать как кварковый газ или жидкость. Как показывают исследования кроме обычных u (верхнего) и d (нижнего) кварков в таком газе в большом количестве будут присутствовать s-кварки (странные). В протонах и нейтронах s- кварков нет, зато они входят в состав более тяжелых частиц - Λ и Σ гиперонов. Из-за этого кварковые звезды чаще называют странными.


Последнее время теорией странных звезд занимаются очень многие ученые, однако, многие их свойства остаются до конца не понятными. Не ясно, например, является ли переход нейтронной материи в кварковую обратимым, то есть как ведет себя кварковое вещество при снижении давления. И здесь высказываются прямо противоположные идеи: что при понижении давления и плотности кварки будут объединяться в нуклоны (нейтроны), или что однажды образовавшись в центре нейтронной звезды странное вещество будет сохранять свои свойства и при низком давлении.


[Несколько десятилетий назад в научно-популярной литературе очень популярным было говорить о спичечном коробке вещества белого карлика, который на Земле весил бы 100 тонн. Такой же коробок нейтронного вещества весил бы несколько миллиардов тонн. Однако нигде в этой картине не говорилось о том, что коробок, в котором содержалось бы такое звездное вещество, должен был быть гораздо прочнее спичечного. Если последнее из высказанных предположений верно, то странное кварковое вещество (плотность которого такая же как у нейтронного) можно было бы хранить без всякого сосуда.]


Другой вопрос - будет ли странная звезда целиком состоять из кваркового вещества или кварковое ядро может быть покрыто корой (возможно достаточно толстой) из нейтронного или обычного вещества. В последнем случае отличить ее от нейтронной звезды становится трудно, так как очень многие наблюдательные свойства у проявления у таких звезд очень похожи.


Однако такие попытки делаются. Образующийся при взрыве сверхновой компактный остаток оказывается нагретым до очень высокой температуры (миллиарды градусов). Его температура снижается за счет испускания нейтрино и электромагнитных волн. (Нейтринные потери энергии более важны в первые несколько миллионов лет.) Нейтронные и кварковые звезды остывают по-разному (кварковые - быстрее). Следует заметить, что на процесс остывания звезд влияет целый ряд плохо известных факторов - какой тип урка-процессов разрешен в нейтронной звезде, переходит ли вещество в ее недрах в сверхтекучее состояние, атмосферой какого химического состава покрыта нейтронная звезда, насколько сильно ее магнитное поле и т.д. Для странных звезд к таким факторам можно отнести момент фазового перехода нейтронного вещества в кварковое, а также количество выделяющейся (или поглощающейся) при этом энергии.


Другим заметным отличием в свойствах нейтронных и кварковых звезд являются противоположные зависимости их радиуса от массы. По мере уменьшения массы нейтронной звезды ее радиус возрастает, наименьший размер имеют наиболее массивные нейтронные звезды. Радиус самой маленькой нейтронной звезды не может быть меньше 10-12 км. У странных звезд прямая зависимость размера от массы - самый большой размер имеют наиболее тяжелые странные звезды, а звезды малый масс могут иметь очень малые размеры. Это различие не слишком помогает наблюдателям, так как у тех нейтронных звезд, массы которых удалось измерить с высокой точность (в первую очередь это двойные радиопульсары), они лежат в очень узком интервале 1.35-1.41Mo, в котором радиус почти не меняется.


Таким образом, если вы увидите нейтронную звезду, температура поверхности которой существенно ниже полагающейся по возрасту или если ее радиус окажется заметно меньше 10 км, то можно предположить, что наблюдаемый вами объект не нейтронная, а странная звезда. (Но сначала надо еще и еще раз проверить насколько точны полученные значения температуры и возраста или радиуса объекта.)





оставить комментарий
страница1/7
Дата04.03.2012
Размер1,32 Mb.
ТипМетодические рекомендации, Образовательные материалы
Добавить документ в свой блог или на сайт

страницы:   1   2   3   4   5   6   7
Ваша оценка этого документа будет первой.
Ваша оценка:
Разместите кнопку на своём сайте или блоге:
rudocs.exdat.com

Загрузка...
База данных защищена авторским правом ©exdat 2000-2017
При копировании материала укажите ссылку
обратиться к администрации
Анализ
Справочники
Сценарии
Рефераты
Курсовые работы
Авторефераты
Программы
Методички
Документы
Понятия

опубликовать
Загрузка...
Документы

Рейтинг@Mail.ru
наверх