Astronomia

Resfriamento de estrelas

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Se todas as estrelas de repente parassem de produzir calor (ou aquecimento), quais estrelas se resfriariam ao zero absoluto primeiro e quanto tempo levaria?


No nosso universo atual, as anãs brancas são as primeiras que devem se resfriar, pois já são resquícios "frios" (não produzindo mais nada, apenas irradiando calor) de uma antiga estrela. O tempo para que isso aconteça é disputado (10 ^ 15 ou 10 ^ 37 anos), mas é muito maior do que a idade do universo, então ninguém espera encontrar uma "estrela resfriada" ainda. Consulte este artigo para obter detalhes sobre as "anãs negras" como são chamadas.

Em seu universo hipotético de parada repentina, provavelmente o primeiro a esfriar seriam as estrelas menores e mais frias, uma anã vermelha M9V (com 7,5% de massa solar, 8% de raio solar, temperatura de 2.300K). Observe que as anãs marrons são categorizadas como objetos subestelares, portanto, não devem ser consideradas. Não acho que o mal compreendido "efeito Mpemba" ainda possa ser aplicado a estrelas.


Método de cauda de resfriamento, é o novo método para a determinação precisa do raio das estrelas de nêutrons (astronomia)

Pessoal, todos nós sabemos que as estrelas de nêutrons são os menores e mais densos objetos astrofísicos com superfícies visíveis no Universo. Eles se formam após colapsos gravitacionais dos núcleos de ferro de estrelas massivas (com cerca de dez massas solares) no final de sua evolução nuclear. Podemos observar esses colapsos como explosões de supernovas.

As massas das estrelas de nêutrons são típicas de estrelas normais, cerca de uma massa solar e meia, mas seus raios são extremamente pequenos em comparação com estrelas normais - eles têm entre dez e quinze quilômetros. Para efeito de comparação, o raio do Sol é de cerca de 700.000 km. Isso significa que a densidade média da matéria das estrelas de nêutrons é algumas vezes maior do que a densidade dos núcleos atômicos, ou seja, cerca de 1 bilhão de toneladas por centímetro cúbico.

A matéria da estrela de nêutrons consiste principalmente de nêutrons próximos, e as forças repulsivas entre os nêutrons evitam que estrelas de nêutrons colapsem em um buraco negro. A descrição teórica quantitativa dessas forças repulsivas não é possível no momento, e é um problema fundamental da física nuclear e da astrofísica. Este problema também é conhecido como a equação de estado do problema da matéria fria superdensa. As observações astrofísicas de estrelas de nêutrons podem limitar os diferentes modelos teóricos existentes da equação de estado, porque os raios das estrelas de nêutrons dependem das forças repulsivas.

Um dos objetos astrofísicos mais adequados para medições de raios de estrelas de nêutrons são estrelas de nêutrons explosivas de raios-X. Eles são componentes de sistemas binários próximos, chamados binários de raios-X de baixa massa. Em tais sistemas, o componente secundário, que é uma estrela semelhante ao solar normal, perde sua matéria, e a estrela de nêutrons acrescenta a matéria. A matéria flui da estrela normal para a superfície da estrela de nêutrons. A gravidade da superfície de uma estrela de nêutrons é muito alta, cem bilhões de vezes maior do que na superfície da Terra. Como resultado, as condições para a explosão da queima termonuclear surgem no fundo da nova matéria agregada. São essas explosões que observamos como flashes de raios-X em binários de raios-X de baixa massa.

A duração da maioria dos flashes de raios-X é de cerca de 10 a 100 segundos. Após o máximo, o brilho do raio X decai quase exponencialmente. Uma estrela de nêutrons em explosão de raios-X emite como um corpo negro com alguma temperatura (cerca de dez milhões de graus), e essa temperatura diminui junto com a diminuição do brilho. Mas a conexão entre o brilho e a temperatura não é fixa. Depende da estrutura física das camadas superiores do envelope da estrela de nêutrons emissores (a atmosfera). As atmosferas modelo de estrelas de nêutrons em explosão de raios-X podem ser calculadas para várias massas e raios, bem como para um determinado brilho de flash de raios-X, e há algum tempo os co-autores calcularam a grade estendida de tais atmosferas modelo.

A comparação da diminuição observacional conjunta da temperatura e do brilho de raios-X em alguns flashes de raios-X com as previsões do modelo permite encontrar a massa e o raio de uma estrela de nêutrons. Este método, que foi chamado de método de cauda de resfriamento, foi sugerido há mais de dez anos. Os autores deste método são Valery Suleimanov, Juri Poutanen, Mike Revnivtsev e Klaus Werner, três dos quais são co-autores desta publicação. O desenvolvimento posterior desta abordagem e sua aplicação aos muitos flashes de raios-X permitiu-lhes limitar os raios das estrelas de nêutrons na faixa de 11 a 13 km. Todas as seguintes determinações, incluindo uma observação da fusão de duas estrelas de nêutrons por detectores de ondas gravitacionais, deram valores dentro desta faixa.

No método, os pesquisadores presumiram que a estrela de nêutrons não está girando e tem um formato esférico com distribuição uniforme de temperatura na superfície. Mas as estrelas de nêutrons nos sistemas binários considerados podem girar rapidamente com o período típico de alguns milissegundos.

Em particular, a estrela de nêutrons de rotação mais rápida no sistema 4U 1608-52 tem um período de spin de 0,0016 segundos. As formas dessas estrelas de nêutrons em rotação rápida estão longe de ser esféricas. Eles têm raios maiores nos equadores do que nos pólos, e a gravidade da superfície e a temperatura da superfície são maiores nos pólos do que nos equadores. Portanto, existem incertezas sistemáticas no método de determinação das massas e raios das estrelas de nêutrons. Os raios da estrela de nêutrons obtidos podem ser sistematicamente superestimados devido à sua rápida rotação.

Recentemente, Valery Suleimanov, Juri Poutanen e Klaus Werner desenvolveram uma abordagem aproximada rápida para calcular as radiações emergentes de estrelas de nêutrons em rotação rápida. Eles ampliaram o método da cauda de resfriamento para flashes termonucleares nas superfícies de estrelas de nêutrons em rápida rotação. Este método estendido foi aplicado ao estouro de raios-X na superfície da estrela de nêutrons no sistema SAX 1810.8-2609, que está girando com o período de cerca de 2 milissegundos.

O estudo mostrou que o raio desta estrela de nêutrons pode ser superestimado em um valor na faixa de um a meio quilômetro dependendo do ângulo de inclinação do eixo de rotação em relação à linha de visão. Isso significa que as correções sistemáticas não são cruciais e podem ser ignoradas na primeira aproximação. O plano é aplicar este método à estrela de nêutrons de rotação mais rápida do sistema 4U 1608-52.


Poeira e um feitiço de frio em Betelgeuse podem explicar por que a estrela gigante escureceu

Essas imagens mostram Betelgeuse antes e durante seu Great Dimming, visto pelo Very Large Telescope no Chile. Da esquerda para a direita, as fotos foram tiradas em janeiro de 2019, dezembro de 2019, janeiro de 2020 e março de 2020. A estrela ficou mais escura em seu hemisfério sul. Em abril de 2020, ele havia voltado ao normal.

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Astrônomos de todo o mundo ficaram surpresos no final de 2019 quando Betelgeuse, uma das estrelas mais brilhantes do céu, escureceu por vários meses. Circulavam rumores de que a estrela estava prestes a se tornar uma supernova. Não funcionou. Mas o debate sobre o que estava acontecendo explodiu. Agora, imagens recém-lançadas tiradas antes e durante o "Grande escurecimento" sugerem o que aconteceu: a superfície da estrela resfriou e disparou uma nuvem de poeira que bloqueou temporariamente sua luz.

“Esta é a melhor interpretação que podemos obter com os dados que temos ... sem voar em nossa espaçonave para Betelgeuse e ver o que está acontecendo lá”, disse a astrofísica Emily Cannon de KU Leuven, na Bélgica.

Cannon e seus colegas usaram o instrumento SPHERE no Very Large Telescope do European Southern Observatory, no Chile, para tirar fotos de Betelgeuse por mais de um ano. Por acaso, a equipe capturou uma imagem da estrela em janeiro de 2019, meses antes do início do escurecimento, e pôde comparar essa imagem com outras tiradas em dezembro de 2019 e janeiro e março de 2020.

O escurecimento não se espalhou uniformemente pela superfície de Betelgeuse, relata a equipe em 16 de junho em Natureza. Uma mancha escura estava concentrada no hemisfério sul da estrela. Os pesquisadores então fizeram simulações de computador da estrela, que incluíram a incorporação de como bolhas de gás dinâmicas constantemente se agitam sob sua superfície, para descobrir a explicação mais provável para a forma como o escurecimento ocorreu.

As observações anteriores da estrela dividiram os astrônomos em dois campos (SN: 29/11/20) Um grupo pensou que uma nuvem de poeira havia bloqueado a luz de Betelgeuse (SN: 12/03/20) Outro pensou que não havia evidência suficiente de poeira, e o escurecimento foi devido ao resfriamento temporário na superfície de Betelgeuse.

Betelgeuse, uma das estrelas mais brilhantes do céu, marca o ombro (circulado em vermelho) da constelação de Órion. Nick Risinger / skysurvey.org, ESO

O astrofísico Miguel Montargès diz que agora que viu os dados de sua equipe, ele está nos dois campos. “A conclusão mais natural é que os dois eventos aconteceram”, diz Montargès, do Observatório de Paris.

A hipótese da equipe é que, no final de 2019, uma mancha fria temporária se formou no hemisfério sul de Betelgeuse devido à agitação normal do plasma da superfície, e esse resfriamento fez com que a luz da estrela diminuísse. A mancha fria então permitiu que o gás que havia sido liberado da superfície da estrela esfriasse o suficiente para formar partículas de poeira, o que bloqueou ainda mais a luz da estrela.

“Você começa a ter um efeito de fuga”, o que torna mais fácil a formação de mais poeira, diz a astrofísica Emily Levesque, da Universidade de Washington em Seattle, que não esteve envolvida na pesquisa, mas escreveu um comentário na mesma edição da Natureza. Conforme a poeira se espalhou, a luz das estrelas brilhou novamente.

Alguns astrônomos ainda não estão convencidos de que a poeira seja parte da resposta. As imagens e as simulações não provam que a poeira estava lá, diz a astrofísica Thavisha Dharmawardena do Instituto Max Planck de Astronomia em Heidelberg, Alemanha. “Essa discussão continuará até que obtenhamos evidências diretas da poeira”, diz Dharmawardena, que procurou - e não conseguiu encontrar - sinais de poeira durante o Grande escurecimento.

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Montargès acha que a poeira era difícil de ver usando outras técnicas. “Quando as pessoas dizem que não estão vendo poeira nova, acho que estão erradas”, diz ele. “É que seus dados não permitem que eles vejam.”

Ambos os pesquisadores concordam que o Atacama Large Millimeter Array no Chile pode resolver o impasse. Esse telescópio estava fora de serviço no verão passado devido à pandemia COVID-19, quando suas observações teriam sido mais úteis. Mais observações estão programadas para este verão e, se ainda houver poeira, o ALMA deve ver.

Ainda assim, “se não podemos identificá-lo, não é porque não está lá”, diz Montargès. “É porque chegamos tarde demais.”

As observações de Betelgeuse podem ajudar os astrônomos a reconhecer eventos semelhantes de escurecimento em outras estrelas, diz Levesque. Betelgeuse é a estrela supergigante vermelha mais próxima da Terra, uma fase tardia do ciclo de vida estelar que vem antes da explosão de uma supernova. Embora a poeira não preveja uma explosão, pode ser parte de como essas estrelas perdem massa antes de morrer.

Então, quando Betelgeuse vai sair com um estrondo? “Hoje não”, diz Montargès. “Todos os dias, estamos mais perto da explosão, com certeza. Acho que não é amanhã, ou mesmo em nossa vida, para Betelgeuse. ”

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Citações

M. Montargès et al. Um véu empoeirado sombreando Betelgeuse durante seu grande escurecimento. Natureza. Publicado em 16 de junho de 2021. doi: 10.1038 / s41586-021-03546-8.

Sobre Lisa Grossman

Lisa Grossman é a escritora de astronomia. Ela é formada em astronomia pela Cornell University e possui um certificado de pós-graduação em redação científica pela University of California, Santa Cruz. Ela mora perto de Boston.


Composição da superfície e histórias de resfriamento de estrelas de nêutrons

Uma das principais questões levantadas com o modelo de pulsares de estrela de nêutrons em rotação é se os raios cósmicos podem ser produzidos pelo fenômeno do pulsar por meio da aceleração do material da superfície das estrelas de nêutrons. Portanto, é muito instrutivo revisar os cálculos que foram feitos na estrutura da superfície e nas histórias de resfriamento de estrelas de nêutrons.

A Figura 1 mostra um diagrama do interior de uma estrela de nêutrons, um de uma seqüência de modelos calculados por Cohen et al. (1970). Neste diagrama, os raios das várias partes do modelo estão em escala. O raio total do modelo é de 13,7 km. Em uma faixa bastante grande de distância para baixo da superfície, íons e elétrons também aparecem, e abaixo disso há uma faixa ainda mais estreita onde prótons coexistem com íons, elétrons e nêutrons. Abaixo disso, os íons desaparecem e, em profundidades ainda maiores, aparecem os mésons mu. Finalmente, próximo ao centro da estrela, os cálculos indicaram que provavelmente outros hiperons aparecem.

Pode-se esperar que a região contendo os íons forme um sólido cristalino, exceto nas franjas externas da atmosfera, onde os efeitos térmicos e a pressão relativamente pequena vaporizarão quaisquer cristais.


Resfriamento de estrelas - Astronomia

Nós estudamos as consequências de núcleos de quark supercondutores (com a fase de cor-sabor bloqueada como exemplo representativo) para a evolução dos perfis de temperatura e curvas de resfriamento em estrelas híbridas de quark-hádron e em objetos autoligados hipotéticos sem camada de hádron (nêutron do núcleo de quark estrelas). Os intervalos de quark variam de 0 a Delta q = 50 MeV. Para estrelas híbridas, encontramos escalas de tempo de 1/5, 5/10 e 50/100 anos para a formação de uma distribuição de temperatura quase-estacionária nos casos Delta q = 0, 0,1 MeV e ga 1 MeV, respectivamente. Essas escalas de tempo são governadas pelo transporte de calor dentro de núcleos de quark para grandes lacunas de diquark (Delta ga 1 MeV) e dentro da concha de hadron para pequenas lacunas de diquark (Delta & lt

0,1 MeV). Para estrelas de nêutrons do núcleo de quark, encontramos uma escala de tempo =

300 anos para a formação de uma distribuição de temperatura quase-estacionária no caso Delta ga 10 MeV e uma muito curta para Delta la 1 MeV. Se objetos compactos jovens quentes forem observados, eles podem ser interpretados como manifestação de grande supercondutividade de cor de lacuna. Dependendo do tamanho das lacunas de emparelhamento, a estrela compacta segue caminhos diferentes no diagrama log (T s) vs. log (t), onde T s é a temperatura da superfície. Comparado com o modelo hadrônico correspondente, que se ajusta bem aos dados existentes, o modelo da estrela de nêutrons híbrida (com um grande intervalo de diquark) mostra um resfriamento rápido demais. A mesma conclusão pode ser tirada para os objetos autolimitados correspondentes.


CAMADAS LIMITES | Camada Mista do Oceano

Convecção Profunda

Existem algumas regiões nos oceanos de alta latitude onde a convecção é profunda e duradoura. Nas condições climáticas atuais, no Mar da Groenlândia, no Mar do Labrador e no Mar Mediterrâneo ocidental no Hemisfério Norte, e no Mar de Weddell no Hemisfério Sul, ocorre um forte resfriamento prolongado do inverno na superfície, levando a camadas convectivas profundas que se estendem pela maior parte da coluna d'água. A convecção profunda em oceano aberto é o meio pelo qual o oceano profundo é ventilado e sua estrutura térmica mantida. A circulação termohalina meridional resultante e o transporte de calor oceânico em direção aos pólos das latitudes baixas para as latitudes médio-altas associadas a ela têm uma grande influência no clima nessas latitudes. Nessas poucas regiões de convecção profunda, a estratificação estável na coluna de água que normalmente isola o abismo da atmosfera é quebrada violentamente por um forte resfriamento convectivo na superfície. As escalas de tempo associadas são muito maiores do que o período de inércia (2π/f, Onde f= 2Ωsinθ é o parâmetro Coriolis, Ω sendo a velocidade angular da Terra e θ sendo a latitude) e, portanto, a convecção profunda ocorre sob a influência da rotação da Terra.

Existem três fases de convecção profunda como segue:

A fase de pré-condicionamento, em que a circulação em grande escala prevalecente traz as massas de águas profundas fracamente estratificadas para mais perto da superfície para que a estratificação seja gradualmente erodida por um resfriamento forte e sustentado da superfície durante o início do inverno. Esta fase é crucial para todo o processo. A convecção profunda no oceano aberto é encontrada apenas em regiões com circulação ciclônica que causa uma abóbada ascendente das isotermas. No Mar de Labrador, a circulação ciclônica se deve às correntes da Groenlândia Ocidental e do Labrador que abraçam a encosta continental. No Mediterrâneo, o ciclônico Gyre Lions fornece o pré-condicionamento. O resfriamento forte e sustentado também é essencial para quebrar a estratificação acumulada nas camadas superiores durante a primavera e o verão anteriores. É interessante que perdas de calor ainda mais fortes (∼1000 W m −2) ocorrem nos oceanos durante o inverno, erupções de ar frio na costa leste dos continentes, levando a uma forte ciclogênese na atmosfera, mas não à formação de águas profundas devido à brevidade do evento. Nos oceanos polares, as diferenças de temperatura do ar-mar durante as condições de vento fora do gelo podem chegar a 30–40 ° C e, se sustentadas por tempo suficiente, podem levar à formação de águas intermediárias e profundas, como o Mar de Weddell na Antártica, por exemplo de Okhotsk e das plataformas árticas.

Eventualmente, a estratificação falha. Fortes eventos de resfriamento que duram vários dias com perdas de calor de 500–1000 W m −2, causados ​​por diferenças de temperatura do ar-mar de 8–12 ° C, e rajadas de vento fortes são comuns. Segue-se uma convecção profunda, com intensas plumas de alguns quilômetros de tamanho chegando a 2–3 km de profundidade.

O resfriamento enfraquece e a massa de água bem misturada na 'chaminé' convectiva se espalha lateralmente, passando por instabilidades baroclínicas no processo e se mistura com as águas ambientais. A estratificação é restaurada e o cenário está montado para o próximo ciclo.

Os parâmetros mais relevantes na convecção profunda são o fluxo de flutuabilidade (devido às perdas de calor sensíveis e evaporativas), B0, que pode atingir valores de 1–3 × 10 −7 m 2 s −3, a frequência inercial, f, a profundidade da camada mista, D, 1000-3000 m, e o raio de deformação de Rossby, uma = c/f (Onde c é a velocidade da onda de gravidade interna), normalmente alguns quilômetros. O raio de Rossby é indicativo das escalas horizontais de movimento sob a influência da rotação ambiente. Sob condições onde os efeitos rotacionais dominam, as escalas relevantes de comprimento e velocidade são l dc = B 0 / f 3 1/2 e u dc = B 0 / f 1/2. O número de Rossby associado, R o = u dc / f l dc, caracterizando a importância relativa da rotação é a unidade. O número de Rayleigh relevante, um parâmetro de importância na instabilidade térmica e convecção livre, é R a = B 0 D 4 / ν k 2, da ordem de 10 26. Observe que na atmosfera, onde os efeitos rotacionais não são importantes, a escala de comprimento relevante é D, e a escala de velocidade relevante é a escala de Deardorff, w * = B 0 D 1/3, indicativa das velocidades típicas em um ABL convectivo.


Estranheza solar do século 17, que se acredita ligada ao resfriamento global, é rara entre estrelas próximas

Um misterioso funk solar do século 17 que alguns associaram à Pequena Idade do Gelo na Europa e à mudança climática global, torna-se ainda mais um enigma como resultado de novas observações por astrônomos da Universidade da Califórnia em Berkeley.

Por 70 anos, de 1645 a 1714, os primeiros astrônomos relataram quase nenhuma atividade de manchas solares. O número de manchas solares & # 8211 áreas mais frias no sol que parecem escuras contra o ambiente mais brilhante & # 8211 caiu mil vezes, de acordo com algumas estimativas. Embora a atividade no sol diminua e flua hoje em um ciclo de 11 anos, não tem sido tão silencioso desde então.

Desde 1976, quando foi apontado que este longo período de baixa atividade de manchas solares, o chamado mínimo de Maunder, coincidiu com a parte mais fria da Pequena Idade do Gelo na Europa e na América do Norte, os astrônomos têm procurado estrelas próximas ao sol como exemplos de mínimos estelares. Eles esperavam determinar o quão comuns são esses mínimos e prever o próximo mínimo solar & # 8211 e talvez o próximo período de resfriamento global.

Agora, dados de um grupo de astrônomos da UC Berkeley lançam dúvidas sobre as centenas de estrelas consideradas exemplos de mínimos estelares análogos ao período de silêncio que o sol experimentou 300 anos atrás.

Em um pôster a ser apresentado na segunda-feira, 31 de maio, na reunião de Denver da American Astronomical Society, o estudante de graduação da UC Berkeley Jason Wright mostra que quase todas as estrelas supostamente semelhantes ao Sol exibindo atividade mínima são, na verdade, muito mais brilhantes e significativamente diferente do sol e, portanto, não exemplos de mínimos Maunder. As descobertas questionam todos os estudos que usam essas estrelas para fazer inferências sobre a própria atividade do Sol e os mínimos futuros, disse Wright.

& # 8220 Pesquisas de estrelas normalmente descobrem que 10 a 15 por cento de todas as estrelas semelhantes ao sol estão em um estado inativo como o mínimo de Maunder, o que indicaria que o sol passa cerca de 10 por cento de seu tempo neste estado, & # 8221 Wright disse. & # 8220Mas nosso estudo mostra que a grande maioria das estrelas identificadas como estrelas mínimas de Maunder estão bem acima da sequência principal, o que significa que elas & # 146 não são nada parecidas com o sol, mas são estrelas evoluídas ou ricas em metais como ferro e níquel . Até o momento, não encontramos nenhuma estrela que seja inequivocamente uma estrela mínima de Maunder. & # 8221

& # 8220Pensávamos saber como detectar as estrelas mínimas de Maunder, mas não & # 146t, & # 8221, disse ele.

A sequência principal é uma região onde estrelas normais de queima constante se agrupam quando representadas em um gráfico de cor versus brilho. Conforme as estrelas envelhecem, no entanto, elas ficam mais vermelhas e mais brilhantes & # 8211 tornando-se o que é chamado de estrelas subgigantes & # 8211 e se movem para cima fora da sequência principal. O Sol está na sequência principal há cerca de 5 bilhões de anos, desde que se acomodou após acender a fusão do hidrogênio em seu núcleo, e permanecerá lá por mais 5 bilhões de anos até começar a inchar e se tornar um subgigante.

& # 8220O fato é que ainda não entendemos o que & # 146s está acontecendo em nosso sol, como os campos magnéticos geram o ciclo solar de 11 anos ou o que causou o mínimo de Maunder magnético & # 8221 disse Wright & # 146s conselheiro, Geoffrey Marcy, professor de astronomia na UC Berkeley. & # 8220Em particular, não sabemos com que frequência uma estrela semelhante ao Sol cai em um mínimo de Maunder, ou quando o próximo mínimo ocorrerá. Pode ser amanhã. & # 8221

A queda na atividade solar no final do século 17 e início do século 18 chamou a atenção do mundo em 1893 pelo astrônomo inglês Edward Walter Maunder, que também notou uma queda durante o mesmo período na intensidade e frequência das luzes do norte, que são causados ​​por tempestades no sol. Mais uma vez, em 1976, o astrônomo John Eddy revisou várias evidências do mínimo de Maunder e concluiu não apenas que era real, mas citou um artigo de 1961 ligando o mínimo a um período contemporâneo de resfriamento em toda a Europa, talvez devido à diminuição da produção de energia de o sol. O sol, e estrelas como o sol, ficam mais escuros quando inativos.

A ideia de um mínimo de Maunder é controversa, no entanto, porque ninguém sabe realmente quão perto as pessoas observavam o sol em meados do século XVIII, meros 40 anos após a invenção do telescópio. Nenhum registro de atividade solar existe antes do mínimo de Maunder, embora um aumento na atividade tenha sinalizado seu fim em 1714.

A incerteza também envolve a causa da Pequena Idade do Gelo, que começou por volta de 1300 d.C. e durou várias centenas de anos. Caracterizado por invernos mais frios que o normal e verões frios em todo o hemisfério norte, pode ter sido causado por gases de efeito estufa e partículas lançadas na atmosfera por vulcões ou por flutuações na produção do sol & # 146s.

Muitos especialistas em clima levam o mínimo de Maunder a sério, no entanto, e os astrônomos juntaram uma longa lista de estrelas que supostamente exibem o mesmo mergulho na atividade, como evidenciado pela diminuição da emissão do elemento cálcio na atmosfera da estrela & # 146s. A atividade solar é caracterizada por fortes campos magnéticos que aquecem a alta atmosfera do Sol, ou cromosfera, a cerca de 8.000 a 10.000 graus Kelvin, estimulando o cálcio a emitir luz azul.

A questão, disse Wright, é se a causa da redução da emissão de cálcio é um mínimo estelar de Maunder ou outra coisa, como estrelas de idade & # 8211 giram mais lentamente à medida que envelhecem, perdem seu dínamo magnético e não produzem mais campos magnéticos ou manchas & # 8211 ou alto teor de metal. & # 8220Nós & # 146 descobrimos agora que & # 146 não é do mínimo de Maunder & # 8221, disse ele.

& # 8220O que os astrônomos presumiram é que estrelas semelhantes ao Sol passando por um funk estelar são, na verdade, estrelas muito, muito antigas, cujos campos magnéticos foram desligados para sempre. Eles não estão em um mínimo temporário de Maunder, mas em um permanente. Eles "estão mortos", disse Marcy. & # 8220O sol estará nesse estado em cerca de 4 bilhões de anos. & # 8221

& # 8220Isso implica que se outras estrelas passarem por mínimos de Maunder por conta própria, então é uma ocorrência rara quase não detectada em pesquisas de atividade ou não é necessariamente indicada por baixos níveis de emissão de cálcio & # 8230 & # 8221 Wright escreveu. Portanto, ele acrescentou, algum outro critério é necessário para discernir essas estrelas em uma queda estelar.

O problema com estrelas que se pensava estar em um mínimo de Maunder passou despercebido porque não foi até 1998 que o satélite Hipparcos foi lançado e começou a determinar as distâncias precisas para muitas estrelas próximas. Então, tornou-se possível calcular o brilho absoluto dessas estrelas e colocá-las precisamente em um gráfico de brilho de cor, conhecido como diagrama de Hertzsprung-Russell.

Wright decidiu olhar sistematicamente para as estrelas mínimas de Maunder depois que ele e Marcy notaram que muitas estrelas próximas aparentemente inativas eram na verdade mais brilhantes do que estrelas da sequência principal. Eles coletaram espectros de mais de 1.000 estrelas próximas para procurar evidências de planetas.

Em sua análise, Wright usou dados de Hipparcos sobre distância para determinar o brilho absoluto de vários milhares de estrelas próximas pesquisadas não apenas por Marcy & # 146s California e Carnegie Planet Search Program, mas também por outros projetos, como o Mount Wilson H-K Project e o Project Phoenix. Ele notou que algumas das estrelas previamente identificadas como estrelas mínimas de Maunder podem ser estrelas ricas em metal, que também brilham mais que o nosso sol e mostram menos atividade. Uma análise mais aprofundada das estrelas próximas é necessária para caracterizar essas estrelas tranquilas.

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As descobertas, que foram submetidas ao Astrophysical Journal, resultaram de um trabalho apoiado pela Sun Microsystems, pela National Aeronautics and Space Administration e pela National Science Foundation.


Um superfluido estelar

Estrelas de nêutrons, os restos compactos de certas explosões de supernovas, são alguns dos objetos mais misteriosos do Universo [1]. Esses objetos peculiares têm uma massa entre uma e duas vezes a do Sol, mas são compactados em um espaço de apenas 20 km de diâmetro (70.000 vezes menor que o diâmetro do Sol). A densidade média de uma estrela de nêutrons pode, portanto, exceder algumas centenas de bilhões de gramas por centímetro cúbico - uma densidade várias vezes maior que a encontrada dentro dos núcleos atômicos mais pesados. As condições extremas que prevalecem no interior das estrelas de nêutrons estão tão distantes daquelas encontradas em experimentos de laboratório que as propriedades de seus núcleos permanecem em grande parte desconhecidas, e a descrição teórica da matéria das estrelas de nêutrons é atualmente uma das questões mais desafiadoras do nuclear e das partículas física. Em um jornal publicado em Cartas de revisão física, Dany Page da Universidade Nacional Autônoma do México e colegas nos Estados Unidos [2] argumentam que há fortes evidências de que os nêutrons nos núcleos das estrelas de nêutrons formam um superfluido. Esta conclusão, que foi alcançada independentemente por outro grupo liderado por Dima Yakovlev do Instituto Técnico Físico Ioffe em São Petersburgo, Rússia [3], é baseada em observações recentes de emissão de raios-X térmicos da jovem estrela de nêutrons situada no Cassiopeia A remanescente de supernova (Fig. 1).

Desde a descoberta fortuita de pulsares de rádio por Jocelyn Bell Burnell e Anthony Hewish em 1967, cerca de duas mil estrelas de nêutrons foram detectadas. Provavelmente existem muitos mais em nossa Galáxia. Conforme previsto por William Baade e Fritz Zwicky já em 1933, as estrelas de nêutrons nascem do colapso gravitacional catastrófico do núcleo de ferro de estrelas massivas no ponto final de sua evolução. Durante as primeiras dezenas de segundos após a explosão da supernova, a estrela protoneutron recém-formada tem um raio de cerca de 50 km e permanece extremamente quente, com temperaturas internas da ordem de alguns milhares de bilhões de graus. Cerca de um minuto depois, a estrela protoneutron torna-se transparente para as partículas quase sem massa chamadas neutrinos que são copiosamente produzidas em seu interior. Isso permite que os neutrinos escapem facilmente e carreguem energia, de modo que a estrela protoneutron esfrie rapidamente e se encolha em uma estrela de nêutron comum. À medida que a temperatura cai abaixo de um bilhão de graus, as camadas externas da estrela se cristalizam em uma crosta sólida. Nesse ponto, o núcleo está muito mais frio do que a crosta por causa do poder de resfriamento dos neutrinos que escapam. Após várias décadas, o interior da estrela atinge uma temperatura uniforme de cerca de cem milhões de graus (exceto por um fino envelope externo com cobertura de calor). A última etapa de resfriamento ocorre após cerca de cem mil anos, quando o calor do interior se difunde para a superfície e é dissipado na forma de radiação térmica eletromagnética [4,5].

A superfície metálica, que é composta principalmente de ferro, geralmente é prejudicada por uma fina atmosfera. Alguns metros abaixo da superfície, a matéria é tão comprimida que os núcleos atômicos, que estão dispostos em uma rede de Coulomb regular, são totalmente ionizados e, portanto, coexistem com um gás quântico de elétrons. Mais profundamente na estrela, os núcleos tornam-se cada vez mais ricos em nêutrons até que os nêutrons começam a gotejar para fora dos núcleos, formando um oceano subterrâneo de nêutrons. Enquanto a composição da crosta externa é quase completamente determinada por massas atômicas experimentais, a crosta interna, onde os nêutrons não estão ligados, não tem equivalente na Terra e, portanto, só pode ser estudada teoricamente. A crosta se dissolve em um líquido uniforme de nêutrons, prótons e elétrons quando a densidade atinge cerca de metade daquela encontrada dentro de núcleos atômicos pesados. No núcleo da crosta, os núcleos de transição podem adotar formas muito incomuns, como barras ou placas. Essas chamadas “massas” nucleares podem ser responsáveis ​​por metade da massa da crosta terrestre. A composição e as propriedades da matéria densa no núcleo interno de uma estrela de nêutrons ainda permanecem mal compreendidas

Em particular, foi sugerido em 1959, antes das observações reais dos primeiros pulsares, que o interior das estrelas de nêutrons poderia conter um superfluido de nêutrons - um líquido sem fricção com propriedades muito incomuns. A superfluidez é uma das manifestações macroscópicas mais marcantes da mecânica quântica. Nucleons are fermions, and due to the Pauli exclusion principle, they generally tend to avoid themselves. This individualistic behavior of nucleons, together with the strong repulsive nucleon-nucleon interaction at short distance, provide the necessary pressure to counterbalance the huge gravitational pull in a neutron star, thereby preventing it from collapsing. However, at low enough temperatures, nucleons may form pairs. These pairs are bosons that can behave coherently on a very large scale and the nucleon condensate can flow without any viscosity, analogous to superfluid helium- 3 . (It is interesting to note that, while helium- 3 becomes a superfluid only below a few mK , superfluidity is sustainable even at a temperature of millions of degrees in a neutron star due to the enormous densities involved.) Even though nuclear pairing has been theoretically studied for several decades [6], the regions of a neutron-star core where this phenomenon could occur are still very uncertain. As shown by the two groups of astrophysicists [2,3], observations of the young cooling neutron star in Cassiopeia A could shed light on this long-standing issue.

Cassiopeia A, which owes its name to its location in the constellation Cassiopeia, is the remnant of a star that exploded 330 years ago at a distance of about 11 , 000 light years from us. This central compact object has been only recently identified as a neutron star with a carbon atmosphere and a surface temperature of about two million degrees [7]. The neutron star in Cassiopeia A is not only the youngest known, thermally emitting, isolated neutron star in our Galaxy, but it is also the first neutron star for which the cooling has been directly observed. Ten-year monitoring of this object has revealed that its temperature has dropped by about 4 % since its discovery in 1999 by the Chandra x-ray observatory [8]. This cooling rate is significantly faster than that expected from standard neutron-star cooling theories. According to the two teams of scientists who analyzed the Chandra x-ray data to determine the cooling rate, these observations provide strong evidence for superfluidity in neutron-star cores. Indeed, the onset of neutron superfluidity opens a new channel for neutrino emission from the continuous breaking and formation of neutron pairs. This process, which is most effective for temperatures slightly below the critical temperature of the superfluid transition, enhances the cooling of the star during several decades. Based on observations of Cassiopeia A, Dany Page and his collaborators pinpoint the critical temperature of the neutron superfluid to half a billion degrees and argue that the protons in neutron-star cores are superconducting. Yakovlev’s group reached similar conclusions, but their inferred critical temperature for the neutron superfluid is a few hundred million degrees higher because they assumed different microscopic inputs. This rapid cooling is predicted to continue for a few more decades at the same rate. If Page et al.’s interpretation is confirmed by future observations, their results would put stringent constraints on microscopic theories of dense nuclear matter.


Astronomy Picture of the Day

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2011 March 5
Cooling Neutron Star
Credit: X-ray: NASA / CXC / UNAM / Ioffe / D.Page, P.Shternin et al Optical: NASA / STScI
Illustration: NASA/CXC/M.Weiss)

Explicação: Supernova remnant Cassiopeia A (Cas A) is a comfortable 11,000 light-years away. Light from the Cas A supernova, the death explosion of a massive star, first reached Earth just 330 years ago. The expanding debris cloud spans about 15 light-years in this composite X-ray/optical image, while the bright source near the center is a neutron star (inset illustration) the incredibly dense, collapsed remains of the stellar core. Still hot enough to emit X-rays, Cas A's neutron star is cooling. In fact, 10 years of observations with the orbiting Chandra X-ray observatory find that the neutron star is cooling rapidly, so rapidly that researchers suspect a large part of the neutron star's core is forming a frictionless neutron superfluid. The Chandra results represent the first observational evidence for this bizarre state of neutron matter.


Ultracold Simulators of Superdense Stars

Rice University physicists have created the world's first laser-cooled neutral plasma, completing a 20-year quest that sets the stage for simulators that re-create exotic states of matter found inside Jupiter and white dwarf stars.

The findings are detailed this week in the journal Science and involve new techniques for laser cooling clouds of rapidly expanding plasma to temperatures about 50 times colder than deep space.

"We don't know the practical payoff yet, but every time physicists have laser cooled a new kind of thing, it has opened a whole world of possibilities," said lead scientist Tom Killian, professor of physics and astronomy at Rice. "Nobody predicted that laser cooling atoms and ions would lead to the world's most accurate clocks or breakthroughs in quantum computing. We do this because it's a frontier."

Killian and graduate students Tom Langin and Grant Gorman used 10 lasers of varying wavelengths to create and cool the neutral plasma. They started by vaporizing strontium metal and using one set of intersecting laser beams to trap and cool a puff of strontium atoms about the size of a child's fingertip. Next, they ionized the ultracold gas with a 10-nanosecond blast from a pulsed laser. By stripping one electron from each atom, the pulse converted the gas to a plasma of ions and electrons.

Energy from the ionizing blast causes the newly formed plasma to expand rapidly and dissipate in less than one thousandth of a second. This week's key finding is that the expanding ions can be cooled with another set of lasers after the plasma is created. Killian, Langin and Gorman describe their techniques in the new paper, clearing the way for their lab and others to make even colder plasmas that behave in strange, unexplained ways.

Plasma is an electrically conductive mix of electrons and ions. It is one of four fundamental states of matter but unlike solids, liquids and gases, which are familiar in daily life, plasmas tend to occur in very hot places like the surface of the Sun or a lightning bolt. By studying ultracold plasmas, Killian's team hopes to answer fundamental questions about how matter behaves under extreme conditions of high density and low temperature.

To make its plasmas, the group starts with laser cooling, a method for trapping and slowing particles with intersecting laser beams. The less energy an atom or ion has, the colder it is, and the slower it moves about randomly. Laser cooling was developed in the 1990s to slow atoms until they are almost motionless, or just a few millionths of a degree above absolute zero.

"If an atom or ion is moving, and I have a laser beam opposing its motion, as it scatters photons from the beam it gets momentum kicks that slow it," Killian said. "The trick is to make sure that light is always scattered from a laser that opposes the particle's motion. If you do that, the particle slows and slows and slows."

During a postdoctoral fellowship at the National Institute of Standards and Technology in Bethesda, Md., in 1999, Killian pioneered the ionization method for creating neutral plasma from a laser-cooled gas. When he joined Rice's faculty the following year, he started a quest for a way to make the plasmas even colder. One motivation was to achieve "strong coupling," a phenomenon that happens naturally in plasmas only in exotic places like white dwarf stars and the center of Jupiter.

"We can't study strongly coupled plasmas in places where they naturally occur," Killian said. "Laser cooling neutral plasmas allows us to make strongly coupled plasmas in a lab, so that we can study their properties"

"In strongly coupled plasmas, there is more energy in the electrical interactions between particles than in the kinetic energy of their random motion," Killian said. "We mostly focus on the ions, which feel each other, and rearrange themselves in response to their neighbors' positions. That's what strong coupling means."

Because the ions have positive electric charges, they repel one another through the same force that makes your hair stand up straight if it gets charged with static electricity.

"Strongly coupled ions can't be near one another, so they try to find equilibrium, an arrangement where the repulsion from all of their neighbors is balanced," he said. "This can lead to strange phenomena like liquid or even solid plasmas, which are far outside our normal experience."

In normal, weakly coupled plasmas, these repulsive forces only have a small influence on ion motion because they're far outweighed by the effects of kinetic energy, or heat.

"Repulsive forces are normally like a whisper at a rock concert," Killian said. "They're drowned out by all the kinetic noise in the system."

In the center of Jupiter or a white dwarf star, however, intense gravity squeezes ions together so closely that repulsive forces, which grow much stronger at shorter distances, win out. Even though the temperature is quite high, ions become strongly coupled.

Killian's team creates plasmas that are orders of magnitude lower in density than those inside planets or dead stars, but by lowering the temperature they raise the ratio of electric-to-kinetic energies. At temperatures as low as one-tenth of a Kelvin above absolute zero, Killian's team has seen repulsive forces take over.

"Laser cooling is well developed in gases of neutral atoms, for example, but the challenges are very different in plasmas," he said.

"We are just at the beginning of exploring the implications of strong coupling in ultracold plasmas," Killian said. "For example, it changes the way that heat and ions diffuse through the plasma. We can study those processes now. I hope this will improve our models of exotic, strongly coupled astrophysical plasmas, but I am sure we will also make discoveries that we haven't dreamt of yet. This is the way science works."


Assista o vídeo: Formación de estrellas y elementos. (Novembro 2022).