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Astroquímica - o que significa congelamento?

Astroquímica - o que significa congelamento?



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Recentemente, eu estava assistindo a um vídeo sobre física e química em discos de acreção planetária, e o palestrante em certo ponto mencionou 'congelamento e dissociação UV'. O congelamento é um termo puramente químico ou específico para esse processo? É muito importante na formação planetária?


Congelar é, de fato, um termo químico. Isso acontece no plano médio dos discos de acreção, onde a densidade é alta o suficiente para bloquear a ionização de UV / dissociação química e limitar o aquecimento da estrela central. Ninguém parece ter redigido um artigo amigável para leigos sobre o assunto ainda, mas estes árbitros fornecem a essência:

Protostars e planetas V

Discos de Acreção 1: Durante a Formação Estelar

Matéria orgânica no espaço (IAU S251) Evolução da matéria orgânica

Da ref 2:


O que significa congelar?

Estou fazendo um curso de cosmologia neste semestre e realmente não entendo o conceito de congelamento. Aqui está um pequeno parágrafo de nossa palestra.

Aqui está o que eu não entendo: a que se refere a "partícula correspondente"? São $ C $ e $ D $ ou $ A $? Além disso, afirma-se que "a partícula $ A $ desaparece completamente". Mas, por exemplo, no processo: $ nu + bar < nu> leftrightarrow e ^ <+> + e ^ <-> $, se a partícula $ A $ for o neutrino, deve desaparecer completamente em alguns segundos após o big bang. Como os neutrinos podem existir hoje? Além disso, não entendo a diferença entre "desacoplar" e "congelar". Eles são a mesma coisa?


The Kavli Foundation Q & # 038A: Astrochemistry and the Origin of Life

Por: The Editors of Sky & amp Telescope, 20 de setembro de 2018 0

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De acampamentos casuais à formação de consenso internacional sobre observatórios de grande orçamento, a ganhadora do Prêmio Kavli de 2018 Ewine van Dishoeck discute sua jornada pessoal e profissional no campo da astroquímica.

Em um nível microscópico, as paisagens no espaço revelam verdadeiras fábricas químicas de incrível complexidade.
ALMA (ESO / NRAO / NAOJ

NEM TODO O ESPAÇO é um lugar tão estéril. As galáxias estão repletas de nuvens empoeiradas contendo ricos ensopados de moléculas, que vão desde um simples gás hidrogênio até substâncias orgânicas complexas essenciais para o desenvolvimento da vida. Compreender como todos esses ingredientes cósmicos se misturam na formação de estrelas e planetas tem sido o trabalho da vida de Ewine van Dishoeck.

Química de formação, van Dishoeck logo voltou seus olhos para o cosmos. Ela foi a pioneira em muitos avanços no campo emergente da astroquímica, aproveitando os mais recentes telescópios para revelar e descrever o conteúdo de vastas nuvens com estrelas. Paralelamente, van Dishoeck realizou experimentos de laboratório e cálculos quânticos sobre terra firme para entender a quebra de moléculas cósmicas pela luz das estrelas, bem como as condições sob as quais novas moléculas se acumulam como tijolos de Lego.

"Por suas contribuições combinadas à astroquímica observacional, teórica e de laboratório, elucidando o ciclo de vida de nuvens interestelares e a formação de estrelas e planetas", van Dishoeck recebeu o Prêmio Kavli de Astrofísica 2018. Ela é apenas a segunda laureada em qualquer área a ter sido reconhecida como a única recebedora do prêmio ao longo de sua história.

Para saber mais sobre sua carreira inovadora em astroquímica e o que está por vir na área, a Fundação Kavli conversou com van Dishoeck de seu escritório no Observatório de Leiden na Universidade de Leiden, na Holanda, pouco antes de ela comparecer a um churrasco com a equipe. Van Dishoeck é professor de astrofísica molecular e presidente eleito da União Astronômica Internacional (IAU).

O que se segue é uma transcrição editada da discussão da mesa redonda. Van Dishoeck teve a oportunidade de alterar ou editar suas observações.

Ewine van Dishoeck, vencedora do Prêmio Kavli de Astrofísica 2018. Van Dischoeck é um pioneiro no campo da astroquímica, o estudo das moléculas no espaço e seu papel na origem de estrelas e planetas.
Peter Badge / Typos1

A FUNDAÇÃO KAVLI: O que a astroquímica nos diz sobre nós mesmos e o universo em que vivemos?

EWINE VAN DISHOECK: A história geral contada pela astroquímica é: qual é a nossa origem? De onde viemos, como fomos construídos? Como nosso planeta e o Sol se formaram? Isso nos leva a tentar descobrir os blocos de construção básicos para o Sol, a Terra e nós. É como Legos - queremos saber quais peças estavam no conjunto de construção Lego para nosso sistema solar.

Os blocos de construção mais básicos são, claro, os elementos químicos, mas como esses elementos se combinam para criar blocos de construção maiores - moléculas - no espaço é crucial para entender como tudo o mais surgiu.

TKF: Você e outros pesquisadores já identificaram mais de 200 desses blocos de construção moleculares no espaço. Como o campo evoluiu ao longo de sua carreira?

EVD: Na década de 1970, começamos a descobrir que moléculas muito incomuns, como íons e radicais, são relativamente abundantes no espaço. Essas moléculas estão ausentes ou têm elétrons desemparelhados. Na Terra, eles não persistem por muito tempo porque eles reagem rapidamente com qualquer outro assunto que encontram. Mas, como o espaço é tão vazio, os íons e radicais podem viver dezenas de milhares de anos antes de se chocarem com qualquer coisa.

Agora, estamos nos movendo em direção à identificação das moléculas presentes no próprio coração das regiões onde novas estrelas e planetas estão se formando, neste exato momento. Estamos passando da localização de íons e radicais isolados para moléculas mais saturadas. Isso inclui moléculas orgânicas [contendo carbono] nas formas mais simples, como o metanol. A partir desse bloco de construção básico do metanol, você pode construir moléculas como o glicolaldeído, que é um açúcar, e o etilenoglicol. Ambos são moléculas “pré-bióticas”, o que significa que são necessários para a eventual formação de moléculas de vida.

O próximo passo do campo da astroquímica é se distanciar de fazer um inventário de moléculas e tentar entender como essas diferentes moléculas são formadas. Também estamos tentando entender por que podemos encontrar maiores quantidades de certas moléculas em determinadas regiões cósmicas em comparação com outros tipos de moléculas.

TKF: O que você acabou de dizer me faz pensar em uma analogia: a astroquímica agora tem menos a ver com encontrar novas moléculas no espaço - mais ou menos como zoólogos em busca de novos animais na selva. O campo agora é mais sobre a "ecologia" de como esses animais moleculares interagem e por que existem tantos de um certo tipo aqui no espaço, mas tão poucos ali, e assim por diante.

EVD: Essa é uma boa analogia! À medida que começamos a compreender a física e a química de como as estrelas e os planetas se formam, uma parte significativa está descobrindo por que algumas moléculas são abundantes em certas regiões interestelares, mas estão "extintas", assim como os animais podem ser, em outras regiões.

Se continuarmos com sua metáfora, existem de fato muitas interações interessantes entre moléculas que podem ser comparadas à ecologia animal. Por exemplo, a temperatura é um fator de controle no comportamento e nas interações das moléculas no espaço, que da mesma forma afeta a atividade dos animais e onde eles vivem, e assim por diante.

A transição das marcas azuis para verdes nesta ilustração marca a linha de neve de monóxido de carbono na estrela TW Hydrae. A neve ajuda os grãos de poeira a aderirem uns aos outros, o que é essencial para a formação de planetas e cometas.
B. Saxton e A. Angelich / NRAO / AUI / NSF / ALMA (ESO / NAOJ / NRAO)

TKF: Voltando à ideia dos blocos de construção, como funciona exatamente o processo de construção em astroquímica?

EVD: Um conceito importante na construção de moléculas no espaço é aquele que conhecemos da vida cotidiana aqui na Terra, chamado de transições de fase. É quando um sólido se derrete em um líquido, ou um líquido evapora em um gás e assim por diante.

Agora, no espaço, cada molécula tem sua própria “linha de neve”, que é a divisão entre uma fase gasosa e uma fase sólida. Então, por exemplo, a água tem uma linha de neve, onde vai do gás da água ao gelo da água. Devo salientar que as formas líquidas de elementos e moléculas não podem existir no espaço porque há muito pouca pressão que a água pode ser líquida na Terra por causa da pressão da atmosfera do planeta.

De volta às linhas de neve, agora estamos descobrindo que elas desempenham um papel muito importante na formação do planeta, controlando grande parte da química. Um dos blocos de construção mais importantes do Lego, por assim dizer, que descobrimos é o monóxido de carbono. Estamos familiarizados com o monóxido de carbono na Terra porque é produzido na combustão, por exemplo. Meus colegas e eu demonstramos no laboratório de Leiden que o monóxido de carbono é o ponto de partida para fazer muitos compostos orgânicos mais complexos no espaço. O congelamento do monóxido de carbono de uma fase gasosa para uma fase sólida é um primeiro passo crucial para então adicionar blocos de construção de hidrogênio Lego. Isso permite que você continue construindo moléculas cada vez maiores, como o formaldeído [CH2O], em seguida, metanol, em glicolaldeído, como discutimos, ou você pode até mesmo ir para moléculas mais complexas como glicerol [C3H8O3].

Esse é apenas um exemplo, mas dá uma ideia de como um processo de construção se desenvolve na astroquímica.

TKF: Você acabou de mencionar seu laboratório no Observatório de Leiden, o Laboratório Sackler de Astrofísica, que eu entendo se distinguir por ser o primeiro laboratório de astrofísica de todos os tempos. Como surgiu e o que você conquistou lá?

EVD: Isso mesmo. Mayo Greenberg, um astroquímico pioneiro, começou o laboratório na década de 1970 e foi realmente o primeiro desse tipo para astrofísica no mundo. Ele se aposentou e eu continuei com o laboratório. Acabei me tornando diretor desse laboratório no início da década de 1990 e assim permaneci até por volta de 2004, quando um colega assumiu a liderança. Eu ainda colaboro e faço experimentos lá.

O que conseguimos alcançar no laboratório são as condições extremas do espaço: sua frieza e sua radiação. Podemos reproduzir as temperaturas no espaço até 10 kelvin [–442 graus Fahrenheit –260 graus Celsius], que é apenas um pouquinho acima do zero absoluto. Também podemos recriar a intensa radiação ultravioleta na luz das estrelas a que as moléculas estão sujeitas em regiões de formação de novas estrelas.

Onde falhamos, porém, é reproduzir o vazio do espaço, o vácuo. Consideramos que um vácuo ultra-alto no laboratório tem na ordem de 10 8 a 10 10 [cem milhões a 10 bilhões] de partículas por centímetro cúbico. O que os astrônomos chamam de nuvem densa, onde ocorre a formação de estrelas e planetas, tem apenas cerca de 10 4, ou cerca de 10.000 partículas por centímetro cúbico. Isso significa que uma nuvem densa no espaço ainda está um milhão de vezes mais vazia do que o melhor que podemos fazer no laboratório!

Mas, em última análise, isso funciona a nosso favor. No vácuo extremo do espaço, a química que estamos interessados ​​em compreender se move muito, muito lentamente. Isso simplesmente não vai funcionar no laboratório, onde não podemos esperar por 10.000 ou 100.000 anos para que as moléculas colidam umas com as outras e interajam. Em vez disso, precisamos ser capazes de fazer a reação em um dia para aprender qualquer coisa na escala de tempo de uma carreira em ciências humanas. Assim, aceleramos tudo e podemos traduzir o que vemos no laboratório para escalas de tempo muito mais longas no espaço.

Um close up da câmara de vácuo gelada no Laboratório Sackler de Astrofísica, contendo uma impressão artística do glicerol e da área de formação de estrelas IRAS 16293-2422. Van Dishoeck dirigiu o laboratório no início da década de 1990, que recria algumas das condições extremas do espaço.
Harold Linnartz

TKF: Além do trabalho de laboratório, ao longo de sua carreira, você usou uma série de telescópios para estudar moléculas no espaço. Quais instrumentos foram essenciais para sua pesquisa e por quê?

EVD: Novos instrumentos foram cruciais durante toda a minha carreira. A astronomia é realmente impulsionada por observações. Ter telescópios cada vez mais poderosos em novos comprimentos de onda de luz é como olhar o universo com olhos diferentes.

Para dar um exemplo, no final dos anos 1980, voltei para a Holanda quando o país estava fortemente envolvido no Infrared Space Observatory, ou ISO, uma missão liderada pela Agência Espacial Europeia. Eu me senti muito feliz por alguém ter feito o trabalho árduo por 20 anos para tornar aquele telescópio uma realidade e eu poderia usá-lo com alegria! ISO foi muito importante porque abriu o espectro infravermelho onde poderíamos ver todas essas assinaturas espectrais, como impressões digitais químicas, de gelos, incluindo água, que desempenham papéis importantes na formação de estrelas e planetas e, no caso da água, é obviamente crítica para a vida. Foi um ótimo momento.

A próxima missão muito significativa foi o Observatório Espacial Herschel, com o qual me envolvi pessoalmente como estudante de graduação em 1982. Do lado da química, estava claro que Herschel era uma missão primordial para moléculas interestelares e, em particular, para "seguir o trilha de água. " Mas primeiro, precisávamos apresentar o caso científico à ESA. Estive nos EUA por vários anos e tive discussões semelhantes lá, onde ajudei a defender o Herschel das agências de financiamento dos EUA. Foi tudo um grande empurrão até que a missão foi finalmente aprovada no final dos anos 1990. Então, ainda demorou 10 anos para construir e lançar, mas finalmente obtivemos nossos primeiros dados no final de 2009. Portanto, de 1982 a 2009 - foi uma longa jornada!

TKF: Quando e onde seu amor por espaço e química se enraizou?

EVD: Meu principal amor sempre foi pelas moléculas. Isso começou no colégio com um professor de química muito bom. Muito depende de professores realmente bons e eu não acho que as pessoas sempre percebem o quão importante isso é. Só percebi quando entrei na faculdade que a física era tão divertida quanto a química.

TKF: Que caminho acadêmico você percorreu para se tornar um astroquímico?

EVD: Na Universidade de Leiden, fiz meu mestrado em química e estava convencido de que queria continuar com a química quântica teórica. Mas o professor dessa área em Leiden havia morrido. Então comecei a procurar outras opções. Eu realmente não sabia muito sobre astronomia naquela época. Era meu então namorado e atual marido, Tim, que acabara de ouvir uma série de palestras sobre o meio interestelar, e Tim me disse: "Sabe, também existem moléculas no espaço!" [Risada]

Comecei a estudar a possibilidade de fazer uma tese sobre moléculas no espaço. Passei de um professor para o outro. Um colega em Amsterdã me disse que, para realmente entrar no campo da astroquímica, eu tive que ir para Harvard para trabalhar com o professor Alexander Dalgarno. Por acaso, no verão de 1979, Tim e eu estávamos viajando para o Canadá para participar de uma Assembleia Geral da União Astronômica Internacional em Montreal. Descobrimos que as reuniões satélite estavam sendo realizadas antes da Assembleia Geral, e uma delas estava realmente acontecendo neste parque específico onde Tim e eu estávamos acampando. A ideia que tivemos foi: "Bem, talvez devêssemos aproveitar esta oportunidade e ir ver o Professor Dalgarno já!"

Claro, tínhamos todo esse equipamento e roupas de acampamento, mas eu estava com uma saia limpa que coloquei. Tim me levou à reunião satélite, encontramos meu colega de Amsterdã e ele disse: "Que bom, vou apresentá-lo ao professor Dalgarno." O professor me levou para fora, conversamos por cinco minutos, ele me perguntou o que eu tinha feito, quais eram minhas habilidades em astroquímica, e então ele disse: "Parece interessante, por que você não vem trabalhar para mim?" Esse foi obviamente um momento crucial.

Foi assim que tudo começou. Nunca me arrependi de um momento desde então.

TKF: Houve outros momentos cruciais, talvez no início de sua infância, que o colocaram no caminho para se tornar um cientista?

EVD: Na verdade sim. Eu tinha cerca de 13 anos e meu pai tinha acabado de arranjar um ano sabático em San Diego, Califórnia. Eu me despedi do meu colégio na Holanda, onde recebemos principalmente aulas de latim e grego e, claro, um pouco de matemática. Mas ainda não tínhamos nada em termos de química ou física, e a biologia não começou até pelo menos um ou dois anos depois.

Na escola secundária de San Diego, decidi estudar tópicos que eram muito diferentes. Tirei espanhol, por exemplo. Também havia a possibilidade de fazer ciência. Tive uma professora muito boa, que era uma afro-americana, o que na época, em 1968, era bastante incomum. Ela foi muito inspiradora. Ela tinha experiências, tinha perguntas e realmente conseguiu me atrair para a ciência.

Impressão artística do Observatório Espacial Herschel com suas observações da formação de estrelas na nebulosa da Roseta ao fundo. Van Dishoeck e outros usaram o Herschel em busca de moléculas interestelares.
ESA - C. Carreau

TKF: Agora olhando para frente para a promessa do Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA), que foi inaugurado há vários anos e está entre os projetos de astronomia terrestre mais ambiciosos e caros já implementados. O astrofísico Reinhard Genzel credita a você por ajudar a formar o consenso internacional por trás deste observatório. Como você defendeu o ALMA?

EVD: ALMA tem sido um sucesso incrível como o primeiro observatório nesta faixa especial de luz milimétrica e submilimétrica que é uma janela importante para a observação de moléculas no espaço. Hoje, o ALMA consiste em 66 radiotelescópios com configurações de 7 e 12 metros que se estendem por uma planície de grande altitude no Chile. Foi um longo caminho para chegar onde estamos agora!

O ALMA é o resultado dos sonhos de muitos milhares de pessoas. Fui um dos dois membros do lado europeu do Comitê Consultivo de Ciências dos EUA para ALMA. Eu conhecia bem a comunidade científica norte-americana dos meus seis anos de trabalho nos EUA. Os dois lados, assim como o Japão, tinham conceitos muito diferentes para o ALMA. Os europeus estavam pensando em um telescópio que poderia ser usado para química profunda do universo muito inicial, enquanto os norte-americanos estavam pensando muito mais em imagens em grande escala e alta resolução; um grupo estava falando sobre a construção de telescópios de oito metros, o outros telescópios de cerca de 15 metros.

Então, eu fui uma das pessoas que ajudou a reunir esses dois argumentos. Eu disse: "Se você construir uma matriz muito maior, na verdade todos nós ganharemos." O plano passou a ser reunir um número maior de telescópios em um arranjo, em vez de arranjos separados, que não são tão poderosos. E foi o que aconteceu. Estabelecemos o tom de trabalharmos juntos neste projeto fantástico, em vez de sermos concorrentes.

TKF: Que novas fronteiras o ALMA está abrindo na astroquímica?

EVD: O grande salto que estamos dando com o ALMA está na resolução espacial. Imagine olhar uma cidade de cima. As primeiras imagens do Google Earth eram muito ruins - você quase não conseguia ver nada, uma cidade era uma grande bolha. Desde então, as imagens têm se tornado cada vez mais nítidas à medida que a resolução espacial melhora com as câmeras a bordo dos satélites. Hoje você pode ver os canais [nas cidades holandesas], as ruas, até casas individuais. Você pode realmente ver como toda a cidade é formada.

A mesma coisa está acontecendo agora com os locais de nascimento dos planetas, que são esses minúsculos discos ao redor de estrelas jovens. Esses discos são cem a mil vezes menores do que as nuvens que vimos anteriormente, onde as estrelas nascem. Com o ALMA, estamos ampliando as regiões onde novas estrelas e planetas estão se formando. Essas são realmente as escalas relevantes para entender como esses processos funcionam. E o ALMA, de maneira única, tem os recursos espectroscópicos para detectar e estudar uma ampla gama de moléculas envolvidas nesses processos. ALMA é um avanço fantástico em relação a tudo o que tivemos antes.

Em 4 de setembro de 2018, Ewine van Dishoeck recebeu a medalha do Prêmio Kavli de Sua Majestade o Rei Harald V da Noruega.
Fredrik Hagen / NTB scanpix

TKF: Os novos telescópios que você começou a usar ao longo de sua carreira se mostraram extraordinários. Ao mesmo tempo, ainda estamos limitados quanto ao que podemos ver no cosmos. Quando você pensa no futuro, nas futuras gerações de telescópios, o que você mais espera ver?

EVD: A próxima etapa de nossa pesquisa é o Telescópio Espacial James Webb [JWST], com lançamento previsto para 2021. Com o JWST, estou realmente ansioso para ver moléculas orgânicas e água em escalas ainda menores e em diferentes partes do planeta- zonas de formação, do que é possível com ALMA.

Mas o ALMA será essencial para nossa pesquisa por muito tempo - outros 30 a 50 anos. Ainda há muito que precisamos descobrir com o ALMA. No entanto, o ALMA não pode nos ajudar a estudar a parte interna de um disco formador de planetas, na escala de onde nossa Terra se formou, a uma curta distância do sol. O gás no disco é muito mais quente lá, e a luz infravermelha que ele emite pode ser capturada por um instrumento que meus colegas e eu ajudamos a implementar para o JWST.

JWST é a missão final em que trabalhei. Mais uma vez, foi por acaso que me envolvi, mas estava em uma boa posição com meus parceiros e colegas americanos para ajudar. Vários de nós, dos lados europeu e americano, nos reunimos e disseram: "Ei, queremos fazer esse instrumento acontecer e podemos fazê-lo em uma parceria 50/50."

TKF: Dado o seu trabalho nos blocos de construção que compõem estrelas e planetas, o cosmos parece ameno ou mesmo propício à vida?

EVD: Eu sempre digo que forneço os blocos de construção, e então cabe à biologia e à química contar o resto da história! [Risos] Em última análise, importa de que tipo de vida estamos falando. Estamos falando apenas sobre a vida mais primitiva e unicelular que sabemos que surgiu rapidamente na Terra? Dados todos os ingredientes que temos disponíveis, não há razão para que isso não surja em qualquer um dos bilhões de exoplanetas que agora sabemos que orbitam bilhões de outras estrelas.

Indo para as próximas etapas da vida multicelular e, em última análise, inteligente, entendemos muito pouco ainda como isso emerge de uma vida mais simples. Mas acho que é seguro dizer que, dado o nível de complexidade, é menos provável que isso surja com a mesma frequência, digamos, de micróbios.

TKF: Como o campo da astroquímica nos ajudará a responder à questão de saber se existe vida alienígena no universo?

EVD: Estudar a química das atmosferas de exoplanetas é o que nos ajudará a responder a essa pergunta. Encontraremos muitos exoplanetas potencialmente semelhantes à Terra. O próximo passo será procurar impressões digitais espectrais, que mencionei antes, nas atmosferas dos planetas. Nessas impressões digitais, estaremos procurando especificamente por "biomoléculas" ou combinações de moléculas que possam indicar a presença de alguma forma de vida. Isso significa não apenas água, mas oxigênio, ozônio, metano e muito mais.

Nossos telescópios atuais mal conseguem detectar essas impressões digitais na atmosfera dos exoplanetas. É por isso que estamos construindo a próxima geração de telescópios terrestres gigantes, como o Extremely Large Telescope, que terá um espelho que é cerca de três vezes maior do que qualquer coisa hoje em dia. Estou envolvido em defender a ciência desse e de outros novos instrumentos, e as bioassinaturas são realmente um dos principais objetivos. Essa é a direção empolgante para onde a astroquímica irá.


Bruce Springsteen e # 8217s não dizem

O que Bruce Springsteen diz que um Congelamento da Décima Avenida é? Ele diz que não sabe. Os músicos costumam dizer isso, eles não querem estragar as interpretações de seus ouvintes. Mas recentemente, em seu blog do Super Bowl, Springsteen escreveu: & # 8220During & # 8220Tenth Avenue & # 8221 Eu conto a história de minha banda ... e outras coisas & # 8220 quando a mudança foi feita na parte alta da cidade & # 8221 & # 8230 & # 8221.

Online, os fãs tendem a concordar com & # 8220The Boss & # 8221. Dizem que é uma música sobre como Springsteen formou sua E Street Band em meados dos anos 70. Mas eles dizem que não sabem o que é um Congelamento da Décima Avenida.

Décima Avenida? A E Street encontra a 10th Avenue em Belmar, New Jersey. Springsteen nasceu em Long Branch, Nova Jersey.

Portanto, agora sabemos de onde vem a Décima Avenida no título da música & # 8211 e aponta para que a música seja sobre os anos musicais de formação de Springsteen & # 8217.

A Rua E encontra a 10ª Avenida, Belmar

3. Astroquímica em outros ambientes

Embora a química discutida até agora tenha se concentrado nas regiões associadas à formação de estrelas, as moléculas também desempenham um papel importante em outras regiões astrofísicas nas quais as reações de plasma em fase gasosa podem ser importantes. Nesta seção, discutimos duas dessas regiões, o universo primitivo nos primeiros 1000 milhões de anos após o Big Bang e nos envelopes circunstelares de estrelas velhas e moribundas.

3.1. Universo primitivo

A imagem convencional da origem do Universo começa com o Big Bang a partir do qual o espaço e o tempo, e os elementos que formam o Universo material, foram criados. Neste Universo em expansão e resfriamento, as colisões de prótons, nêutrons e elétrons foram rápidas o suficiente para criar apenas os elementos leves - H, He, Li e seus isótopos, principalmente - antes que a expansão efetivamente 'congelasse' a nucleossíntese. Astrônomos medem distâncias no Universo através do redshift cosmológico, z, devido à expansão do Universo, como:

onde e são os comprimentos de onda da luz emitida e observada. A relação entre o desvio para o vermelho e a idade do Universo no ponto em que a luz foi emitida depende dos detalhes do modelo cosmológico que se adota, mas é proporcional para grandes z. Conforme o Universo se expandiu, o plasma inicial resfriou e recombinou na chamada 'era de recombinação', que começou em um redshift, z, de cerca de 800-1000, ou cerca de quinhentos mil anos após o Big Bang, quando a temperatura do gás caiu para 8.000 K, e continuou a sua reionização devido à primeira geração de estrelas massivas em, com uma idade de cerca de 250 Myr. Nesta era, o hidrogênio molecular se formou por meio de processos em fase gasosa envolvendo:

Essas duas rotas tendem a ocorrer em redshifts diferentes porque o íon é mais facilmente destruído pelos fótons do que e não é abundante até que o Universo tenha esfriado o suficiente para evitar a formação de fótons de alta energia. Formação de picos de via em e via em. Essas reações específicas têm etapas lentas e limitantes de taxa, de modo que a quantidade de formados é pequena, com uma abundância fracionária de. Outras moléculas também se formam, notavelmente HD e LiH, em reações como:

A abundância de tais moléculas permanece pequena, mas como ambas possuem um momento de dipolo elétrico permanente, elas são capazes de contribuir para o resfriamento do gás. é, no entanto, o refrigerante dominante e o gás esfria de 4000 K para 200 K. Esta grande diminuição na temperatura provoca uma redução na pressão interna do gás e, apesar do próprio Universo estar se expandindo, essa redução permite o colapso gravitacional para prosseguir e as primeiras estrelas e galáxias a se formarem. Uma excelente revisão da química no gás pré-galáctico e nos mini-halos de protogaláxias pode ser encontrada em Glover (2011). Ele mostra que, uma vez que a densidade e a temperatura do Universo estão mudando com o tempo, o resfriamento detalhado do gás e as massas das estruturas que se formam são muito sensíveis aos valores particulares dos coeficientes de taxa em uma ampla faixa de temperatura. Uma extensa revisão da química dos átomos de luz criados no Big Bang é fornecida por Galli e Palla (2013).

A primeira geração de estrelas no Universo é então capaz de produzir os elementos mais pesados ​​- C, N, O, etc - por meio da nucleossíntese estelar e retornar esses elementos ao meio interestelar por meio de explosões de supernovas e ventos estelares. Embora não detectemos as primeiras moléculas a se formarem, HD e LiH, a molécula CO foi detectada em várias galáxias até o redshift de 6 (Wang et al 2010). O registro está no quasar SDSS J1148 + 5251 em, cerca de 890 Myr após o Big Bang (Walter et al 2003). Este objeto tem mais gás molecular e está formando estrelas a uma taxa de 3.000, cerca de 1.000 vezes o valor da Via Láctea.

3.2. Envelopes circunstelares

As moléculas também se formam com muita eficiência em estrelas frias. Estrelas com massas na faixa de 1 a 8 terminam suas vidas perdendo massa em um vento estelar para o meio interestelar - estrelas de maior massa tornam-se supernovas e retornam material de forma explosiva. No final de sua fase de queima nuclear, as estrelas são muito grandes, com raios fotosféricos na ordem de 200-300, e relativamente frias, com temperaturas efetivas de 2.000-3.000 K, e são conhecidas como estrelas de ramos gigantes assintóticos (AGB) . Esses ventos, que normalmente têm velocidades de 10-25 km, eventualmente, ao longo de alguns 10.000 anos, removem as camadas externas da atmosfera estelar para formar uma nebulosa planetária com uma estrela anã branca central quente.

A natureza das moléculas e a química que ocorre nos envelopes circunstelares (CSEs) formados pela perda de massa depende da relação carbono-oxigênio geral, C / O, e das propriedades das três zonas radiais principais em torno da estrela central . Esses CSEs podem ser muito ricos em moléculas, particularmente aquelas que são ricas em carbono: o arquétipo dessas, a estrela IRC + 10216 ou CW Leo, com uma taxa de perda de massa de 2 e uma velocidade de expansão de 14,5 km, contém mais de 80 moléculas incluindo muitas espécies de cadeia de carbono, como encontradas em nuvens escuras, e vários haletos de metal, incluindo NaCl, KCl e AlCl, moléculas ainda não detectadas em nuvens interestelares.

Pode-se considerar que a química que ocorre em CSEs prossegue em três regiões delineadas pela distância radial da estrela central, que tem um raio fotosférico (estelar) de alguns cm. Deve-se notar que os fótons ultravioleta estelares não são importantes na química, uma vez que as estrelas são frias.

3.2.1. Química fotosférica.

Nas altas densidades, mais do que, e as temperaturas experimentadas na fotosfera, normalmente 2500-3500 K, muito quente para os grãos de poeira sobreviverem, as moléculas são formadas em equilíbrio termodinâmico local (LTE). As colisões de três corpos entre as espécies neutras dominam - uma das poucas situações astroquímicas em que este é o caso - e as abundâncias moleculares são determinadas minimizando a energia livre de Gibbs:

onde está o número de moles de espécies eu e seu potencial químico:

com a energia livre de Gibbs das espécies eu, P a pressão total do gás e. LTE preferencialmente forma moléculas com altas energias de dissociação, em particular CO é a molécula mais abundante depois para condições típicas de estrelas AGB ricas em C e O-ricas. Em estrelas ricas em C, essencialmente todo o oxigênio disponível está ligado ao CO (energia de ligação 11,2 eV). O excesso de carbono acaba em espécies abundantes, como HCN e CS, com o nitrogênio dividido em moléculas como e HCN. As observações de todas essas espécies, com exceção de, podem ser feitas perto da fotosfera por meio de absorção no infravermelho e espectroscopia de emissão. Em estrelas ricas em O, CO, O e SiO são as espécies portadoras de O mais abundantes.

Na modelagem da química de estrelas AGB, é comum que os cálculos LTE sejam usados ​​para definir as abundâncias das espécies "progenitoras" que então fluem para as regiões externas do CSE. Existem, no entanto, dois processos principais que perturbam as abundâncias de LTE.

3.2.2. Pulsações e formação de poeira.

As regiões internas do CSE não são estruturas estáveis, uma vez que estrelas AGB pulsam em escalas de tempo de 1-3 anos, normalmente. These sub-sonic pulsations generated in the interior of the star drive compression waves through the atmosphere steepening into shocks. Such shocks lose energy either radiatively, when the density is high and the shocks can be treated as isothermal, or by adiabatic expansion when the density is low. Detailed models of these shocks have been made by Bowen (1988) who showed that strong shocks occur on a cyclic basis and create an extended atmosphere in which the shock velocity decreases as the gas expands. A particular parcel of gas which receives an outward impulse roughly follows a ballistic trajectory before falling back towards the stellar surface under the influence of gravity. If it experiences a second shock before it returns to its initial position, it attains a net outward momentum and can drive mass loss.

Willacy and Cherchneff (1998) studied the chemistry in the inner 5 induced by these periodic shock waves on a molecular gas whose initial composition is determined by LTE. The chemistry is dominated by neutral–neutral reactions which, if they can occur faster than the dynamical time-scales, can alter LTE abundances dramatically. Key reactants at these high temperatures and densities are atomic hydrogen and O atoms formed by collisional dissociation of and CO. In C-rich stars, these O atoms can react with to form OH and O, while atomic silicon, the dominant form of the element in LTE, reacts with OH to form SiO, increasing the latter abundance by more than a factor of 100 compared to its LTE value and giving closer agreement with the abundance observed close to the photosphere.

Shock chemistry, driven by underlying pulsations, does seem to be required to explain the relatively high abundances of O-bearing molecules, including OH, O and CO, detected in IRC+10216 in recent years. Cherchneff (2012) gives an excellent summary of the physics and chemistry of this inner region and shows that, in addition to O-bearing molecules, shock chemistry can produce large abundances of chlorides such as HCl, AlCl and NaCl, as also observed.

AGB stars are also the major producer, perhaps up to 80%, of dust particles in the Galaxy. Infrared observations show that the dust composition is either amorphous carbon in C-rich stars or silicates in O-rich stars. The formation of these are not well understood although it is clear that it occurs within a few stellar radii. Initial research on dust formation in carbon stars invoked classical nucleation theory in which solids condense out of a cooling gas once the partial pressure of a particular species exceeds its vapour pressure. Nucleation theory describes growth from gas-phase monomers and identifies a critical cluster size above which growth by addition of a monomer is energetically favoured. This approach has had only limited success in its application to AGB stars. For O-rich stars, there is no monomer out of which the observed silicates can grow whilst in C-rich stars, there are kinetic bottlenecks in the formation of the first few ring molecules, and in both types the short dynamical time-scales can mitigate against grain formation. Pulsations again seem to be critical. The levitation of material in the atmosphere, the density increase caused by the propagation of shock waves, and the fast cooling post-shock, have been included in a kinetic description of the chemistry in C-rich stars (Cherchneff (2012) and references therein). In this model for IRC+10216, she showed that the abundance of benzene peaked at a fractional abundance of at around 3 . Assuming that benzene is converted to coronene, , through a series of H-abstraction, acetylene-addition reactions, and that this is a proxy for the dust mass, she showed that dust masses consistent with those observed can be achieved.

In O-rich stars, the dominant dust component is amorphous silicate with evidence also for crystalline silicates. The most abundant oxide in the gas after CO in the dust-forming zone is SiO which has a condensation temperature of around 600 K, much lower than the observed dust temperature, around 1000 K. It is thus likely to be the more refractory oxides, such as TiO, , AlO and , which form the first condensates on which further grain growth can occur. Corundum, , is the most abundant Al-containing molecule and can condense out of the gas below 1000 K (Sharp and Huebner 1990)—some 90% of all pre-solar oxide grains found in meteorites contain corundum that condensed in O-rich AGB stars. LTE conditions, however, are unlikely to hold given stellar pulsations and the generation of periodic shock waves but the identification of the detailed chemical reactions that form the smallest molecular clusters is still elusive. Kinetic models of the chemistry are difficult to describe although Gail and Sedlmayr (1998) have shown that solid may provide the seed nuclei on which silicates condense—the low abundance of Ti compared to Si and Mg, however, may be problematic in this scenario. Goumans and Bromley (2012) have investigated the thermodynamics of small cluster formation in a 1000 K gas of , SiO, Mg and O and find that the homomolecular nucleation of SiO stops at the dimer, whereas Mg can be incorporated exothermically into silicon oxides when the number of oxygen atoms is larger than that of the metal atoms.

Once formed, dust grains become the most important absorber of stellar photons and the transfer of photon momentum to the dust, and subsequently to the gas through collisions, initiates a rapid acceleration of the gas and drives the mass-loss process. As the gas and dust flows outwards, collisions between them are possible although a comparison between the gas-grain collision time and the expansion time shows that this is important only within cm for typical conditions. There has been, as yet, little attempt to study the gas-dust interaction in this zone, where both the gas and the grains are hot, but there is evidence that molecule formation mediated by this interaction does occur. For example, 10 m observations of silane, , in IRC+10216 (Keady and Ridgway 1993) shows that it is formed at radii beyond 40 —similar results hold for and . The increased abundances of these and other hydrides in this region may imply, as it does in the case of hot molecular cores, that molecules are being formed on the surfaces of dust grains through hydrogenation of atoms, although other explanations are possible.

Consider O which was detected in IRC+10216 through submillimetre satellite observations (Melnick et al 2001). This observation was a surprise since neither the LTE models for the inner chemistry nor the models of the outer CSE predicted water. This observation, which was followed by observations of OH and CO in the same star, led to suggestions that water was formed by the evaporation of icy comets orbiting within the CSE (Melnick et al 2001), or that it could be formed in the dust growth zone by the Fischer–Tropsch mechanism on the surface of iron grains (Willacy 2004). Subsequent observations of high-excitation transitions using the Herschel Space Observatory (Decin et al 2010) showed unequivocally that water is warm, several hundred K, and confined to the inner envelope. Cherchneff (2011) argued that this is consistent with recent shock models, although several of the key rate coefficients are unknown or highly uncertain. Agúndez et al (2010) used the observed clumpy nature of the CSE to postulate that external UV photons can penetrate deep into the inner regions of the envelope and drive the photodissociation of molecules such as SiO and CO which release O atoms into the gas phase— CO is optically thick to dissociating photons. The O atoms then react with in the warm gas to form OH and water.

3.2.3. Photochemistry in the outer envelope.

In the very outer reaches of the circumstellar envelope, external UV photons can disrupt the chemistry, giving rise a rich soup of radicals and ions that can react further. An interesting outcome in some CSEs, as discussed below, is that the chemistry produces relatively high abundances of anions, one of the few regions in the ISM in which they are formed in observable quantities.

To understand the underlying physical properties and chemistry of the gas, let us assume that gas and dust flow out from the star in a steady, uniform, spherically symmetric flow at terminal velocity v and mass-loss rate and which is irradiated by external UV photons from the interstellar radiation field. In this case, we can use conservation of mass to derive the abundance as a function of radius. We can then write the radial number density of , , the radial column density of from radial distance r to infinity, N , and the radial extinction in the UV due to dust, as:

Here the mass-loss rate is measured in , the radial distance in cm, the terminal velocity in km and is the dust-to-gas mass ratio, where 0.01 is its typical value in the interstellar medium. It is likely to vary from object to object in AGB stars, with a typical value of perhaps 0.003. The temperature profile of the gas is determined by adiabatic expansion and molecular line and dust thermal cooling but can be well approximated by a power-law distribution , with around 0.6–0.7. At an injection radius of 2 cm, the density is about 3 , the temperature is 220 K and the radial visual extinction, , about 7 mag, for parameters typical of those in IRC+10216 (McElroy et al 2013).

One sees from these equations, that since external UV photons begin to interact with outflowing parent species once the UV extinction falls below about 10 mags, that is, at a radius of around cm for parameters typical of AGB stars. One should note, however, that three of the major parent species, namely , and CO experience self- and mutual-shielding against photodestruction. Indeed the photodissociation rate is negligible to distances typically in excess of 1 parsec ( cm) from the star. In C-rich AGB stars, the most important parents for driving chemistry are and HCN. The photodissociation of HCN gives rise to CN which is itself photodissociated to N and C atoms, with the latter photoionized in the very outer envelope. Thus, external photons cause the formation of molecular shells, whose radial position depend on the underlying flow properties and the photon flux. Acetylene can be both ionized, to form , and dissociated, to form H, , C and , sequentially. The result is that one finds a region in the CSE where abundant photons, radicals and ions co-exist at relatively high density, , and cold temperatures, 100–10 K, a situation that is relatively rare in astronomy. Collisions between these reactive species then give rise to the molecular complexity observed in C-rich CSEs through reactions described in section 2.2.

One of the interesting aspects of the chemistry is its propensity to form carbon-chain molecules and anions— , , , , , have been detected in IRC+10216—in relatively high abundance indeed the total anion abundance is found to exceed that of free electrons in some parts of the outer envelope (Millar et al 2007, Cordiner and Millar 2009). Figure 16 from McElroy et al (2013) shows the radial distributions of a number of important linear hydrocarbon molecules and anions. We note that in IRC+10216, the observed ratios for / H and / H are 0.09 and 0.26, respectively (Kasai et al 2007, Remijan et al 2007).

Figure 16. Top left: plot of the fractional abundances, relative to , of cyanopolyynes as a function of envelope radius using the Rate12 model (solid lines) compared with the results from Cordiner and Millar (2009) (dotted lines). Top right: Plot of fractional abundances of polyynes as a function of envelope radius for the Rate12 model including anion chemistry (solid lines) and excluding anion chemistry (dashed lines). Bottom left: plot of fractional abundances of polyyne anions as a function of envelope radius. Bottom right: comparison of the fractional abundances of various cations and electrons, including anion chemistry (solid lines) and excluding anion chemistry (dashed lines). The fractional abundance for the 'anions included' model is shown, for reference, with a dot-dashed line (McElroy et al (2013) © ESO.)

The cyanopolyynes, N are formed via neutral-neutral reactions between CN and the polyynes:

Large carbon-chain molecules often possess large electron affinities and can undergo radiative attachment with electrons, with rate coefficients that generally increase with size of the neutral (Herbst and Osamura 2008). Thus , because of the relatively large abundance of H and fast radiative attachment of electrons to H, is the dominant anion in the outer CSE. The formation of the cyanopolyyne anions occurs by radiative attachment as well as through reactions between N atoms and anions (Eichelberger et al 2007):

Figure 16, top right panel, shows the interesting result that the presence of these large hydrocarbon anions act to enhance the formation of large hydrocarbon chain molecules in the outer CSE as noted previously for dark clouds (Walsh et al 2009). A unique impact on the CSE chemistry, however, is that the free electron abundance can be depressed by an order of magnitude below the anion abundance in the range 0.3–1.0 cm in figure 16. This reduction in electron abundance leads to the decreased importance of dissociative electron recombination as a loss mechanism for cations, see the lower right panel in figure 16, with cations increasing in abundance by factors of 10–1000. The lower right panel also shows the radial abundance of which is the dominant carrier of negative charge in the region 3–6 cm.

The chemical reactions that synthesise molecules in the CSE are thus identical to those occurring in cold dark clouds. In the latter, however, the chemistry is acting to transform atoms to molecules, whereas in the envelopes of AGB stars, the chemistry acts to transform stable molecules formed in and near the photosphere to atoms and atomic ions which return to the interstellar medium to begin the process of cloud formation and collapse, star and planet formation, stellar evolution and star death, and another cycle in the history of chemistry in the Galaxy.


Astrophysics & Astrochemistry

Like any of the big disciplines in science Astrochemistry is difficult to define and many aspects have to be considered. Any contribution towards a comprehensive picture of what Astrochemistry is is highly welcome. Please contact the Editor to submit your personal view or to get a link to your website [click].

The Wikipedia definition (23.10.2007):

Astrochemistry is the study of the chemical elements found in outer space, generally on larger scales than the Solar System, particularly in molecular gas clouds, and the study of their formation, interaction and destruction. As such, it represents an overlap of the disciplines of astronomy and chemistry. On the Solar System scale, the study of chemical elements is usually called cosmochemistry.

Astrochemistry involves the use of telescopes to measure various aspects of bodies in space, such as their temperature and composition. Findings from the use of spectroscopy in chemistry laboratories can be employed in determining the types of molecules in astronomical bodies (e.g. a star or an interstellar cloud). The various characteristics of molecules reveal themselves in their spectra, yielding a unique spectral representation corresponding for a molecule. However, there are limitations on measurements due to electromagnetic interference and, more problematic, the chemical properties of some molecules. For example, the most common molecule (H2, hydrogen gas), does not have a dipole moment, so it is not detected by radio telescopes. Much easier to detect with radio waves, due to its strong electric dipole moment, is CO (carbon monoxide). Over a hundred molecules (including radicals and ions) have been reported so far, including a wide variety of organic compounds, such as alcohols, acids, aldehydes, and ketones. There have been claims regarding interstellar glycine, the simplest amino acid, but with considerable accompanying controversy. Research is progressing on the way interstellar and circumstellar molecules form and interact, and this research could have a profound impact on our understanding of the origin of life on earth.

The sparseness of interstellar and interplanetary space results in some unusual chemistry, since symmetry-forbidden reactions cannot occur except on the longest of timescales. For this reason, molecules and molecular ions which are unstable on Earth can be highly abundant in space, for example the H3+ ion.


The song tells the story of the formation of the E Street Band. The meaning of the title is unclear. Even Springsteen himself says in the Born to Run documentary Wings for Wheels: The Making of Born to Run: "I still have no idea what it means. But it's important." [1]

The song's protagonist, "Bad Scooter", is a pseudonym for Springsteen himself (as indicated by the initials they share). In the third verse, "Big Man joined the band" refers to the now deceased Clarence Clemons, the band's long-time saxophonist.

As stated by Springsteen in the Wings for Wheels documentary, the idea for the composition of the horn intro was Steven Van Zandt's. Despite all of this, the single was a chart dud, getting no higher than #83 on the Billboard Hot 100 in early 1976. However, it has always had a strong following on album-oriented rock radio and amongst Springsteen's fan base.

    – electric guitar, vocals, horn arrangement – bass – drums – piano – tenor saxophone, bridge talking – trumpet, flugelhorn – tenor saxophone – baritone saxophone – trombone – horn arrangement

"Tenth Avenue Freeze-Out" has become a staple of Springsteen's E Street Band concert tours, with regular appearances from the 1975 and on the Born to Run tours through the 1984 legs of the Born in the U.S.A. Tour, with one of the latter documented on the later Live/1975–85, and the 1988 Tunnel of Love Express. It then returned with a featured regular spot on the 1999–2000 Reunion Tour, often used as an introduction of the band. An extended 20-minute version was captured on the subsequent Bruce Springsteen & The E Street Band: Live in New York City release, and was frequently played during most of the legs of the 2007–2008 Magic Tour and during the 2009 Working on a Dream Tour. It opened the four-song set at Springsteen and the band's high-profile half-time appearance at Super Bowl XLIII, which included Springsteen pointing out that the verse about "the Big Man" joining the band was the important part of the song.

A slower version of this song was played during the Born to Run tours, on December 31, 1975 in Philadelphia.

After Clemons' death, Springsteen used the song as a memorial/tribute to both him and the late Danny Federici on the Wrecking Ball Tour, the first E Street Band tour without Clemons. During the song's third verse of "Big Man joined the band", Springsteen paused the song where Clemons' sax solo would traditionally be performed while a video of Clemons and Federici played on the stage screens. On the High Hopes and River 2016 tours, Springsteen removed the pause from performances of the song, but kept the video tribute. [ citação necessária ]

Springsteen joined his longtime friend Billy Joel on stage at Madison Square Garden on July 18, 2018 to perform the song (along with "Born to Run") for Joel's 100th appearance at MSG.


Bruce Springsteen: Tenth Avenue Freeze-Out Meaning

Tear drops on the city
Bad Scooter searching for his groove
Seem like the whole world walking pretty
And you can't find the room to move
Well everybody better move over, that's all
'Cause I'm running on the bad side
And I got my back to the.

I always thought it was about women or hookers
in NYC. If you cant make a plan you get the
'Freeze-Out'.

Or, maybe Scooter (The Boss) was chasing a girl in NJ and she was the freezer-outer. sobre
10th Avenue.

I lived in Fiji in 1985 and had 10th Ave spray
painted on my tile floor Just for effect.

Dummies,
Bruce and I are the same age. Both the only son. Both with access to cars. When I was a kid we would get a bunch of boys, 16-18 years old, and go riding in some kid's car. In this case it was mine. It had electric windows, a Chevy Chevelle. What a piece of sth it was, but my daddy let me drive it. We would ride all over Atlanta and North Georgia, like Bruce would ride all over Jersey and NYC. Anyway, the driver or the front passenger would play this cruel game called "Freeze Out". In the cold of the winter, when we would ride, we would roll the windows down and holler "Freeze Out", and leave the windows down until someone started crying, begging for mercy, or praying. I suspect he has done the same thing and either did not want to talk about it, or it's something dummies like us have no idea about.

A rigid tight song by Bruce Springsteen, that may not be the best song to listen to many times as you get older in these days if you have a problem with your sciatic nerve. But it is still a great song especially if you are young being in the spiritual warfare on a cold day by freezing somebody's ass out from all of the heat he was giving from the inside that makes you fight out of the circumstances of the city streets by coming together with Bruce in the ''Tenth Ave Freeze Out''song waiting for one of the members to be picked up on E-Street from where the name of the band came from. This song reminds me by the Bible verse when Jesus gave the Apostles sole authority to bind and loose things on Earth. ''Whatever you shall bind on Earth, shall be bound in Heaven and whatever you shall loose on Earth shall be loosed in Heaven''.

Bad Scooter is Bruce. B.S. Same initials. Its about forming the band. He's "all alone" til "They made that change uptown and the Big Man" joined the band!" Bruce's 1st pianist, Dave Sancious, actually lived on E Street in Belmar, NJ. It intersects with 10th Ave. in Belmar. Bruce himself, on the Born to Run DVD said that he has no idea what "10th Ave Freeze Out" means. I don't believe that. He has also said that Sancious was always late when they picked him up. Hence. 10th Ave Freeze Out. In Clarence's book, he said that it was on one of those waits on E Street that Bruce, Clarence,Garry and Danny were trying to name the band. According to Clarence, Bruce said "we spend so much time on this fuin street. we should call it the E Street Band!" Voila.

This song is about how Bruce meet the E Street Band and if you don't believe me check out Bruce's acceptance speech during his induction into the rock and roll hall of fame he even admits it and hows he meet every single member


Astrochemistry - what does freeze-out mean? - Astronomia

Tenth Avenue Freeze-out

Songfacts®:

This song tells the story of the E Street Band coming together. On Springsteen's first album in 1973, he played a lot of the instruments himself and loaded the songs with lyrics. The band was far more pronounced on their next album, released later that year, which incorporated their name: The Wild, the Innocent & the E Street Shuffle.

By the time Springstreen released Born To Run in 1975, his E Street band was crucial to the sound. Later on, Springsteen released the albums Nebraska e The Ghost Of Tom Joad without the band, but they didn't sell nearly as well as the ones they played on.

The "Big Man" in the third verse is Clarence Clemons. Springsteen met him in 1971 when Clemons came into a club called the Student Prince in Asbury Park, New Jersey, where Bruce was playing. It was a stormy night, and the door flew off the hinges when Clemons opened it. Springsteen would talk about how he "Literally blew the door off the place."

In Clemons' autobiography Big Man: Real Life and Tall Tales, he explained: "It was one of those nor'easters - cold, raining, lightning and thunder. Now, this is God's honest truth. I open the door to the club and a gust of wind blew the door right out of my hand and down the street. So here I am, a big black guy, in Asbury Park, with lightning flashing behind me. I said to Bruce, 'I want to sit in.' He says, 'Sure, anything you want.'" Clemons was working as a social worker at the time and playing in a Jersey Shore bar band when he got his big break with Bruce.

Comments: 7

  • Gary from Windham As we all know 10AFO is about Bruce teaming up with Clemons. Bruce was playing small E street clubs while Clemons & Co. played the hipper 10th Ave Jazz Scene. Bruce, wanting to play the more serious, earthy music, didn't have an in, and watching Clemons style and playing with many fine musicians of the day made him yearn to be a part of it ! But nobody thought they needed a singer, especially a vocalist like Bruce to take their music to the next level. Springsteen felt like he was "all alone" and being "frozen-out". I'm not sure what 'changed' with the Big Man that lead him to accept a role with Springsteen but Bruce knew that with Clemons and his ability to bring a powerhouse rhythm section he was finally gonna be able to realize his dreams and 'Bust The City In Half".
  • John Smith from Nyc I'm pretty sure Tenth Avenue Freeze Out is about 10th avenue in Hells Kitchen. There's a photo of Bruce Spingsteen standing on the corner 53rd and 10th avenue taken in 1979. Plant Record where he recorded some of Born To Run is in Hell's Kitchen. The Power Station Studio where he recorded a lot in the 70s is on 10th avenue. With lines like "Teardrops on city" "Stranded in the jungle" "The night is dark but the sidewalk's bright and lined with the light of the living" "From a tenement window a transistor blasts" "Turn around the corner things got real quiet real fast" If that's not 10th avenue in Hell's Kitchen in the 1970's i don't know what is.
  • Arin from San Francisco, Ca First of all, Springsteen doesn't only sing about NJ.
    Try this:
    There is a famous Tenth Avenue. In Manhattan. Hell's Kitchen to be exact. Back in the 70s Bruce and his bandmates played a lot of shows in small clubs (i.e. CBGBs) in the West Village which abuts Hell's Kitchen. This is decades before gentrification, so really mean streets. Think the Warriors movie without the goofy costumes.

You're a performer, with your friends, walking around Manhattan after a gig, drunk on a rainy night (tear drops on the city), maybe looking to hook up. Maybe you go take a piss or duck into a store and you look around and your friends are scattered. You might get jumped, you're on tenth avenue in Hell's Kitchen. You're lost, you're all alone and you can't find your way home.

A radio blares from a tenement window gives some comfort but then you turn a corner and it gets really quiet. Things just got much worse.

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Laws and Fiduciary Duty

Historically, freeze-outs by controlling shareholders have faced differing levels of legal scrutiny.

In the 1952 case of Sterling v. Mayflower Hotel Corp., the Supreme Court in Delaware established a fairness standard that would apply to all mergers, including freeze-outs. It ruled that when an acquiring company and its directors "stand on both sides of the transaction, they bear the burden of establishing the merger's entire fairness, and it must pass the test of careful scrutiny by the courts."

Although the law was once hostile to freeze-outs, they are generally more accepted in corporate acquisitions these days. Courts generally require that as part of a fair transaction, an acquisition should have both a business purpose and fair compensation for shareholders.

Corporate charters may contain a freeze-out provision that allows an acquiring company to purchase the stock of minority shareholders for fair cash value within a defined period of time after the acquisition is completed.


Assista o vídeo: A química e a astronomia: a origem cósmica dos átomos. UNILA (Agosto 2022).