Због чега је важно познавати момент инерције Марса?

Приликом анализе ротационог кретања, инертност објекта се описује моментом инерције. На пример, момент инерције тврдо куваног јајета није једнак моменту инерције јајета које није скувано. То се може једноставно запазити уколико се оваква два јајета заротирају.

Да би се установило да ли Марс поседује језгро у течном стању, потребно је одредити момент инерције ове планете. Сматра се да је језгро, услед слабог магнетног поља и мале средње густине, у чврстом стању. Дакле, постоји разлика у односу на магнетно поље Земље.

Међутим, то је претпоставка. Постоји замисао да се искористи робот Спирит и електромагнетни таласи које емитује. Пошто је Спирит заглављен у пустињи, кретање Марса истовремено  представља кретање ове сонде. Мерењем Доплеровог помака поменутих електромагнетних таласа, прикупљају се подаци о слабом померању (прецесији) Марсове осе ротације, а тиме и о моменту инерције планете. На тај начин може се проверити претпоставка о томе у којој мери је језгро у чврстом стању, колико износе величина и густина језгра.

Гама зрачење у атмосфери

Ерупције гама зрачења су занимљиве и недовољно истражене појаве. Откривене су случајно - када су половином прошлог века Руси вршили нукеарне пробе, Американци су у атмосфери регистровали бљескове гама зрачења. 

До сада је овакав процес у природним условима углавном довођен у везу са појавом посебног типа суперновe - тзв. хипернове - када се током експлозије емитује зрачење неколико стотина пута јаче у односу на уобичајену супернову. Време трајања бљеска је од неколико милисекунди па до неколико минута.  Постоји, како се претпоставља, још један начин настанка гама зрачења - спајањем неутронских звезда.

Постоји подела ерупција на оне који чије је време трајања мање од две секунде и преко те вредности. Претпоставља се да физички услови под којим настају краће и дуже ерупције нису једнаки.

Ерупције које трају дуже од две секунде највероватније потичу од звезда на самом "рубу" свемира. То су, како се претпоставља, звезде друге или треће генерације, удаљене неколико милијарди светлосних година од Земље. Дакле, опажене ерупције настале су док је наша планета још увек била у фази формирања. Регистровање удаљених бљесака, који потичу од хипернова, није могуће. Међутим, Волф-Рајеве  звезде (веома масивне и топле звезде) такође емитује овакве  бљескове, а могу да буду регистровани. Гама зрачење вероватно настаје приликом интеракције ударног таласа релативистичке брзине, који се простире унутар умируће звезде, са материјом која се налази унутар звезде. 

Што се тиче ерупција са краћим временским трајањем, оне се веома тешко опажају и не постоји поуздано тумачење настанка. На почетку текста поменуто је спајање неутронских звезда као могући извор. Енергије гама фотона у оваквим ерупцијама су веће у односу на енергије фотона у ерупцијама које дуже трају.

Оно што је свеже у причи о бљесковима гама зрачења је да су примећени  и  у атмосфери Земље, а нису последица нуклеарних проба. Уочено је да се појављују током олујног времена, када електрично поље убрзава електроне до релативистичких брзина. Приликом интеракције електрона са молекулима атмосфере, појављују се бљескови гама зрачења и лавина електрона. Претпоставља се да је то на неки начин у вези са настанком муња, али се још увек не види та веза. Наиме, турбуленције унутар олујних облака раздвајају наелектрисања и стварају  напон који није довољан да би се појавила муња (10 пута је мањи од потребног за појаву јонизације ваздуха и настанка муње), и ту је проблем да би се добила комплетна слика настанка муња.

Међутим, телескоп Комптон и још неки телескопи су регистровали мање од 100  гама бљесака том дана, а познато је да се за једнако време створе милиони муња у атмосфери и то доноси додатни проблем. Постоји могућност да телескопи нису регистровали све бљескове у атмосфери јер им то није био задатак. Због тога НАСА шаље један мали сателит, "Firefly", са задатком да региструје гама бљескове у атмосфери.

Асиметрија супернове

Супернова се појављује у једној фази еволуције појединих звезда и приликом максимума експлозивне емисије електромагнетног зрачења емитује се износ енергије који је еквивалентан износу који даје читава галаксија. Веома је вероватно да овакви догађаји представљају окидач за настајање нових звезда и, евентуално, живота. О томе можете више прочитати на овој страници.

Сматра се да постоје два начина настанка ове занимљиве појаве:

• Први начин је присутан  бинарним системима звезда, где се звезде обрћу око заједничког центра масе. Један од ова два објекта поседује мању масу и реч је о белом патуљку, који својом снажном гравитацијом усисава масу са друге звезде. Када бели патуљак достигне масу која је већа од 1,4 масе Сунца - тзв. Чандрасекарова граница - услед сложених нуклеарни процеса у његовој унутрашњости, настаје експлозија и то је супернова типа 1.

• Супернова типа 2 настаје од усамљених звезда, чија је маса већа од 8 маса Сунца. Током нуклеарних реакција фузије  у језгру звезде, појављују се ударни таласи (више о томе у овом чланку) и дешава се експлозија.

Након експлозије могу настати остаци познати као неутронске звезде, а уколико ротирају припадају групи тзв. пулсара. Такође могу настати и црне рупе.

Међутим, још увек не постоји поуздано тумачење ове појаве - постоје само модели који покушавају да објасне опажене чињенице. Пре извесног времена учињен је покушај да се овакви модели тестирају у рачунарским симулацијама. Резултат је био неочекиван - симулације нису приказале могућност да се догоди експлозија.  Према томе, нешто није како треба са актуелним моделима. 

 У међувремену се појавила идеја да решење треба потражити у погрешној претпоставци да је експлозија симетрична, што је довело до неуспеха симулације. Због тога је НАСА донела одлуку да испита ток експлозије супернове. Да би испитали постојање асиметрије, потребно је утврдити да ли је радиоактивни титанијум, један од продуката експлозије, равномерно расут или није. Начин детекције титанијума произилази из детекције гама зрачења, кога емитује овај елемент приликом радиоактивног распада. О целом пројекту можете прочитати на: http://www.nustar.caltech.edu/

Наследник телескопа Хабл

2014. година је одређена као време када ће бити лансиран наследник телескопа „Хабл”. Међутим, његов заменик ће поседовати много веће димензије огледала. Прво је био замишљен као истраживач најстаријих звезда и галаксија, насталих релативно брзо (у контексту временске скале карактеристичне за свемир) након Великог праска. Затим је његова улога проширена на истраживање планета сличних Земљи. Мерења ће обављати у инфрацрвеноме делу спектра.
Начин одређивања пречника и масе екстрасоларних планета темељи се на осматрању сјаја матичне звезде, пре него што испред звезде буде пролазила планета и мерења сјаја док планета пролази. Састав атмосфере процењује се анализом спектра електромагнетног зрачења матичне звезде, такође пре и током проласка планете испред звезде - атмосфера мења спектралну структуру зрачења.
Прави добитак био би опажање неког облика живота, на некој планети попут наше. Људи који су осмислили овај телескоп признају да још увек немају идеју на који начин би истраживали овако нешто. Сумња се да то неће бити изводљиво јер атмосфере планета попут Земље емитују мало инфрацрвеног зрачења да би се регистровало оваквим телескопом.

Спинони и холони

Уколико се електрони премештају у жици која је толико танка да се такво померање може третирати као једнодимензионално, тада се дешава појава два независна стања електрона - електрони се испољавају ("цепају") у облику две квазичестице: једно се односи на спин а друго на наелектрисање. Услов да би се појавили спинони и холони, поред оног који се односи на дебљину материјала, је ниска температура материјала. Они који се на западу баве оваквим истраживањима тврде да ће оваква абра-кадабра трансформација електрона, можда, одиграти важну улогу у повећању капацитета смештања података и брзини њиховог преноса - базирану на својству спина електрона,  развоју нанотехнологије у разним доменима примене и постизања високотемпературске суперпроводљивости. 
Оно што је ново у целој овој причи је понашање спинона. Откривено је да се спинони понашају попут кваркова у нуклеонима - не могу да се нађу у слободном стању јер привлачна сила неограничено расте са повећањем удаљености између спинона. Цео текст можете да прочитате на следећој страници: 
http://www.physorg.com/news178724926.html