Astronomia

Por que as estrelas da pré-sequência principal mostram lítio em absorção?

Por que as estrelas da pré-sequência principal mostram lítio em absorção?



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Este artigo e este artigo afirmam sem discussão que a presença de absorção de lítio nas estrelas eles observam como uma forte evidência de que essas estrelas são estrelas da sequência principal. Como eles afirmam isso sem qualquer discussão e justificativa, presumo que seja um fato comumente conhecido e aceito. O segundo dos dois artigos também declara, sem discussão ou justificativa, que algumas emissões fortes de H $ alpha $ observadas também eram evidências de que as estrelas eram estrelas pré-sequência principal.

Procurando no Google, consegui uma resposta parcial do porquê. As estrelas da sequência principal retêm seu lítio primordial à medida que entram em colapso, mas em algum ponto ao se tornarem estrelas da sequência principal, o lítio em suas fotosferas é destruído pela fusão com prótons. Não consegui encontrar nada que descreva por que a emissão de H $ alpha $ está associada às estrelas da pré-sequência principal, além disso, é sabido há muito tempo (desde antes de, pelo menos, 1945).

estou pensando

  • O que significa se tornar uma estrela da sequência principal que faz com que o lítio se funda com os prótons próximos à superfície?
  • Com que rapidez o lítio é destruído, e essa destruição ocorre logo quando a estrela entra na sequência principal? Estou me perguntando o quão definida é a presença de absorção de lítio em dizer se uma estrela entrou na sequência principal ou não.
  • Por que a emissão de H $ alpha $ é uma característica tão proeminente das estrelas da pré-seqüência principal?

Conforme as estrelas da pré-sequência principal (PMS) se contraem em direção à sequência principal, seus núcleos ficam mais quentes.

O lítio é transformado em hélio por reações de captura de prótons. Estes são iniciados no centro a temperaturas de cerca de 3 milhões de K, muito mais baixas do que para a queima de hidrogênio.

Ao mesmo tempo, as estrelas PMS, ou pelo menos o tipo de estrelas pré-sequência principal de baixa massa a que nos referimos aqui, são totalmente convectivas e isso mistura material dentro da estrela de forma rápida e eficaz.

Assim, a sequência de eventos é que a estrela PMS se contrai; o núcleo atinge $ 3 vezes 10 ^ {7} $ K em algum ponto antes da sequência principal; Li é destruído pela captura de prótons; o Li-empobrecido é completamente misturado com o resto da estrela.

Desta forma, Li pode ser rápida e totalmente destruído em uma escala de tempo que depende da massa da estrela PMS. É tão curto quanto 10 Myr para uma estrela como o Sol, aumentando para cerca de 100 Myr para uma estrela de $ 0,1 M _ { odot} $.

Essa é a imagem básica, mas há uma ruga para estrelas com $ M> 0,4M _ { odot} $, onde o núcleo se torna radiativo em vez de convectivo antes eles alcançam a sequência principal, mas após A queima de Li começou. O núcleo radiativo empurra para fora e sua base então cai abaixo de $ 3 vezes 10 ^ {6} $ K. Isso significa que embora a destruição de Li chegue ao fim no núcleo, pelo menos algum Li pode ser preservado nas camadas externas dessas estrelas.

Li é, portanto, uma função extremamente complicada de idade e massa. Mas com o propósito de identificar massa baixa Estrelas PMS, podemos dizer claramente que qualquer coisa que mostra assinaturas de lítio fortes provavelmente tem menos de 100 milhões de anos se estiver abaixo de cerca de $ 0,5 M _ { odot} $ (ou equivalentemente é uma estrela do tipo K ou M).

Se você quiser mais detalhes, consulte meu artigo de revisão sobre depleção de lítio pré-sequência principal.

A emissão de H $ alpha $ das estrelas PMS está ligada à sua juventude. Pode surgir de duas maneiras. O primeiro está associado ao acréscimo de um disco circunstelar. Isso é causado pelo gás que cai do disco para a estrela e se aquece. A emissão H alfa pode ser muito forte e muito ampliada em doppler ($> 300 $ km / s). Como os discos da pré-seqüência principal sobrevivem apenas por 10 milhões de anos ou menos, esta é uma assinatura muito clara de uma estrela da pré-seqüência principal.

Por outro lado, estrelas jovens que perderam seus discos também apresentam forte (embora não tão forte quanto a emissão relacionada à acreção) H $ alpha $ emissão que é causada pelo aquecimento magnético não radiativo de suas cromosferas. Esta atividade magnética está associada a estrelas convectivas em rotação rápida. As estrelas da pré-sequência principal possuem essas duas propriedades. Assim, as estrelas PMS devem exibir algum tipo de emissão de H $ alpha $.


Por que as estrelas da pré-sequência principal mostram lítio em absorção? - Astronomia

mudar o tamanho do texto | Print Friendly

A Galáxia Whirlpool, também conhecida como M51, é uma galáxia espiral a cerca de 23 milhões de anos-luz da Terra. Suas interações com a galáxia anã amarelada NGC 5195 são de interesse dos astrônomos porque as galáxias estão próximas o suficiente da Terra para serem bem estudadas.

Décadas atrás, os astrônomos não sabiam se essas duas galáxias estavam apenas passando uma pela outra, mas a radioastronomia forneceu aos astrônomos dados importantes delineando suas interações. Usando esses dados, os astrônomos simularam a interação. O NGC 5195 veio de trás e então passou pelo disco principal do M51 cerca de 500 a 600 milhões de anos atrás. A galáxia anã cruzou o disco novamente entre 50 e 100 milhões de anos atrás e agora está um pouco atrás de M51. Essas interações parecem ter intensificado os braços espirais que são a característica dominante da Galáxia Whirlpool.

Os astrônomos são capazes de aprender sobre objetos inimaginavelmente distantes da Terra usando telescópios que detectam todos os comprimentos de onda do espectro eletromagnético. Imagine o que Galileu faria se pudesse ver as imagens e dados que os astrônomos têm agora à sua disposição.


Opções de acesso

Obtenha acesso completo ao diário por 1 ano

Todos os preços são preços NET.
O IVA será adicionado mais tarde no check-out.
O cálculo do imposto será finalizado durante o checkout.

Obtenha acesso limitado por tempo ou ao artigo completo no ReadCube.

Todos os preços são preços NET.


Remanescentes Estelares

Matéria degenerada

A primeira regra é que apenas certas energias são permitidas em um espaço estreitamente confinado. As partículas são organizadas em níveis de energia como degraus de uma escada de energia. No gás comum, a maioria dos níveis de energia não é preenchida e as partículas podem se mover livremente. Mas em um gás degenerado, todos os níveis de energia inferiores são preenchidos. A segunda regra é que apenas duas partículas podem compartilhar o mesmo nível de energia em um determinado volume ao mesmo tempo. Para as anãs brancas, as partículas degeneradas são os elétrons. Para estrelas de nêutrons, as partículas degeneradas são nêutrons. A terceira regra é que o quão perto as partículas podem ser espaçadas depende inversamente em suas massas. Os elétrons são mais espaçados em um gás de elétron degenerado do que os nêutrons em um gás de nêutron degenerado porque os elétrons são muito menos massivos do que os nêutrons.

    As partículas degeneradas (elétrons ou nêutrons) são travadas no lugar porque todas as camadas de energia inferior estão preenchidas. A única maneira de se moverem é absorver energia suficiente para chegar às camadas de energia superiores. Isso é duro pendência! A compressão de um gás degenerado requer uma mudança nos movimentos da partícula degenerada. Mas isso requer MUITA energia. Partículas degeneradas não têm "espaço para cotovelos" e seu choque umas contra as outras resiste fortemente à compressão. O gás degenerado é como aço endurecido!

Anãs brancas

Como o núcleo tem cerca da massa do Sol comprimida em algo do tamanho da Terra, a densidade é tremenda: cerca de 10 6 vezes mais densa do que a água (o equivalente a um volume de cubo de açúcar de gás anão branco tem uma massa & gt 1 carro)! Um núcleo de massa maior é comprimido em um raio menor, de modo que as densidades são ainda maiores. Apesar das enormes densidades e dos elétrons "rígidos", os nêutrons e prótons têm espaço para se mover livremente - eles não são degenerados.

As anãs brancas brilham simplesmente com a liberação do calor que sobrou de quando a estrela ainda estava produzindo energia a partir de reações nucleares. Não há mais reações nucleares ocorrendo, então a anã branca esfria a partir de uma temperatura inicial de cerca de 100.000 K. A anã branca perde calor rapidamente no primeiro resfriamento para 20.000 K em apenas cerca de 100 milhões de anos, mas então a taxa de resfriamento diminui: leva cerca de outros 800 milhões de anos para resfriar a 10.000 K e outros 4 a 5 bilhões de anos para resfriar até a temperatura do Sol de 5.800 K.

Sua taxa de resfriamento e a distribuição de suas temperaturas atuais podem ser usadas para determinar a idade de nossa galáxia ou de velhos aglomerados de estrelas que possuem anãs brancas. No entanto, seu tamanho pequeno os torna extremamente difíceis de detectar. Por estar acima da atmosfera, o Telescópio Espacial Hubble pode detectar essas pequenas estrelas mortas em aglomerados de estrelas próximos, chamados aglomerados globulares. A análise das anãs brancas pode fornecer uma maneira independente de medir as idades dos aglomerados globulares e fornecer uma verificação de suas idades muito antigas derivadas do ajuste da sequência principal. Selecione a imagem abaixo para ampliá-la.

Novae e Supernovae Tipo I

Eventualmente, o gás hidrogênio fica denso e quente o suficiente para que as reações nucleares comecem. As reações ocorrem em uma taxa explosiva. O gás hidrogênio é expelido para fora para formar uma camada de gás quente em expansão. A cápsula de gás quente produz muita luz repentinamente. Da Terra, parece que uma nova estrela apareceu em nosso céu. Os primeiros astrônomos os chamavam novae (`` novo '' em latim). Eles agora são conhecidos por serem causados ​​por estrelas velhas e mortas. O espectro de uma nova mostra linhas de absorção desviadas para o azul, mostrando que um gás quente e denso está se expandindo em nossa direção a alguns milhares de quilômetros por segundo. O continuum é do gás quente denso e as linhas de absorção são da superfície de densidade mais baixa da nuvem em expansão. Depois de alguns dias, o gás se expandiu e se diluiu o suficiente para produzir linhas de emissão deslocadas para o azul.

Após a explosão da nova, o gás da estrela regular começa a se acumular novamente na superfície da anã branca. Um sistema binário pode ter novas explosões repetidas. Se massa suficiente se acumular na anã branca para empurrá-la para além do limite de massa solar de 1,4, os elétrons degenerados não serão capazes de impedir a gravidade de colapsar o núcleo morto. O colapso é repentino e aquece os núcleos de carbono e oxigênio deixados pela fase gigante vermelha da estrela morta a temperaturas altas o suficiente para a fusão nuclear. O carbono e o oxigênio se fundem rapidamente para formar núcleos de silício. Os núcleos de silício se fundem para criar núcleos de níquel. Uma grande quantidade de energia é liberada muito rapidamente com tal poder que a anã branca se espalha ao meio. Essa explosão é chamada de supernova Tipo I para distingui-las da supernova (chamada supernova Tipo II) que ocorre quando o núcleo de ferro de uma estrela massiva implode para formar uma estrela de nêutrons ou buraco negro. As supernovas do tipo I são várias vezes mais brilhantes do que as supernovas do tipo II.

Estrelas de nêutrons

Os nêutrons são degenerados e sua pressão (chamada pressão de degeneração de nêutrons) evita mais colapsos. As estrelas de nêutrons têm cerca de 30 quilômetros de diâmetro, então suas densidades são muito maiores do que até mesmo as incríveis densidades das anãs brancas: 2 10 14 vezes a densidade da água (o valor de um volume de cubo de açúcar tem uma massa = massa de humanidade)! Recentemente, o Telescópio Espacial Hubble foi capaz de criar imagens de um desses objetos muito pequenos. É mostrado na figura abaixo (a seta aponta para ele). Embora tenha mais de 660.000 K, a estrela de nêutrons está perto do limite dos detectores do HST porque tem no máximo 27 quilômetros de diâmetro.

Pulsares

Estrelas variáveis ​​normais mudam seu brilho mudando seu tamanho e temperatura. A densidade da estrela determina o período de pulsação - estrelas mais densas pulsam mais rapidamente do que variáveis ​​de baixa densidade. No entanto, estrelas normais e anãs brancas não são densas o suficiente para pulsar a taxas de menos de um segundo. As estrelas de nêutrons pulsariam muito rapidamente por causa de sua enorme densidade. Um objeto girando rapidamente com um ponto brilhante sobre ele poderia produzir os flashes rápidos. Estrelas normais e anãs brancas não podem girar rápido o suficiente porque não têm gravidade suficiente para se manterem juntas, elas se separariam. As estrelas de nêutrons são compactas e fortes o suficiente para girar tão rápido. O pulsar no centro da Nebulosa do Caranguejo gira 30 vezes a cada segundo. É a esquerda das duas estrelas brilhantes no centro da imagem do Telescópio Espacial Hubble (quadro direito). Selecione a imagem para ter uma visão ampliada da imagem composta.

Outra pista vem da duração de cada pulso. Cada pulso dura cerca de 1/1000 de segundo (o tempo entre pulsos é o período mencionado acima). Um princípio importante na ciência é que um objeto não pode mudar seu brilho mais rápido do que leva a luz para cruzar seu diâmetro. Mesmo se o objeto pudesse brilhar magicamente em todos os lugares simultaneamente, levaria a luz do lado oposto mais tempo para alcançá-lo do que o lado próximo. A mudança observada no brilho seria borrada ao longo de um intervalo de tempo igual ao tempo que levaria a luz do lado oposto do objeto para viajar para o lado próximo do objeto. Se o objeto não brilhar em todos os lugares simultaneamente, então um menor objeto poderia produzir um pulso no mesmo intervalo. A escala de tempo de flutuação de brilho dá ao máximo tamanho de um objeto.

O 1/1000 da segunda explosão de energia significa que os pulsares têm no máximo (300.000 quilômetros / segundo) (1/1000 segundo) = 300 quilômetros de diâmetro. Isso é muito pequeno para estrelas normais ou anãs brancas, mas bom para estrelas de nêutrons. Quando as estrelas de nêutrons se formam, elas estão girando rapidamente e têm campos magnéticos muito FORTES (10 9 - 10 12 vezes o do Sol). O campo magnético é a relíquia do campo magnético dos estágios anteriores da vida da estrela. O campo magnético é congelado na estrela, então, quando o núcleo entra em colapso, o campo magnético também é comprimido. O campo magnético se torna muito concentrado e muito mais forte do que antes.

Por que as estrelas de nêutrons seriam rotadoras rápidas? Conservação do momento angular! Assim como um patinador no gelo pode girar muito rápido puxando os braços e as pernas com força em torno do centro do corpo, uma estrela girará mais rápido quando aproximar seu material de seu centro. O momento angular de um objeto = sua massa sua velocidade de rotação equatorial seu raio. A massa permanece constante. Para manter o momento angular constante, a velocidade de rotação deve aumentar se o raio diminuir. Isso manterá o produto da velocidade de centrifugação raio com o mesmo valor. Uma estrela gigante vermelha de rotação lenta terá o mesmo momento angular quando se tornar uma pequena estrela de nêutrons de rotação rápida. Consulte o apêndice Momentum angular para outros exemplos.

Modelo farol

As linhas do campo magnético da estrela de nêutrons convergem nos pólos magnéticos, então as cargas são focalizadas e um cone estreito de radiação não térmica é enviado para fora. Se o feixe passar pela Terra, você verá um flash de luz. No entanto, dada a ampla gama de ângulos em que os pólos magnéticos podem ser alinhados no espaço, é mais provável que o feixe não atinja a Terra. Provavelmente, existem muitos mais pulsares por aí que não podem ser detectados porque seus feixes não cruzam nossa linha de visão.

A energia do feixe de radiação não térmica vem da energia rotacional do pulsar. Uma vez que a energia da luz escapa, a produção do feixe de energia rouba a energia do pulsar, então a rotação do pulsar diminui (o momento angular faz devagar diminuir). Outra forma equivalente de ver o processo é a partir da 3ª lei do movimento de Newton. O campo magnético exerce uma força sobre as partículas carregadas, acelerando-as. As partículas carregadas exercem uma força de reação no campo magnético, retardando-o e reduzindo a velocidade do pulsar. Eventualmente, o pulsar morre quando a estrela de nêutrons está girando muito lentamente (períodos de vários segundos) para produzir os feixes de radiação.

De vez em quando, uma `` falha '' é vista na taxa de pulso de um pulsar. O pulsar aumenta repentinamente sua taxa de rotação. O que causa isso é que a estrela de nêutrons encolhe repentinamente cerca de 1 milímetro. A taxa de rotação aumenta repentinamente para conservar o momento angular.

Vá para o início das Notas de Astronomia

Vá para a página inicial da Astronomia 1

última atualização: 07 de novembro de 1998

(805) 395-4526
Bakersfield College
Departamento de Ciências Físicas
1801 Panorama Drive
Bakersfield, CA 93305-1219


Avante para a borda

Desculpe, estamos atrasados, apenas tivemos que reservar um tempo para evoluir esta postagem. Isso mesmo, estamos aqui para discutir o primeiro passo na evolução de uma estrela! Em uma de minhas muitas analogias distorcidas, eu disse que as estrelas são como as pessoas. Portanto, temos os primeiros estágios da vida de uma estrela! Assim como as pessoas têm filhos e adolescência, temos o tópico da formação de estrelas e nebulosas (novamente, analogias distorcidas & # 8230, mas acho que todos podemos lidar com os trocadilhos e qualquer mau humor apresentados aqui).

Meio interestelar (ISM) é literalmente & # 8220o material entre as estrelas & # 8221. E por coisas, queremos dizer o gás e a poeira que as estrelas formam a partir de, e muitas vezes, vomitam de volta ao espaço durante suas vidas através de ventos estelares ou supernovas. Sem surpresa, o hidrogênio compõe a maior parte do ISM como HI (neutro), HII (ionizado) ou H2 (molecular) e o hélio compõe a maior parte do restante. É difícil detectar hidrogênio neutro porque seu único elétron está no estado fundamental, então ele não pode pular um nível de energia para liberar radiação e apenas raramente um fóton com a energia certa aparece para impulsionar o elétron para uma energia mais alta nível. No entanto, os astrônomos ainda podem detectar HI usando o Linha de 21 cm. Isso se baseia no fato de que os elétrons e os prótons têm uma rotação quântica & # 8220spin & # 8221. Um átomo de hidrogênio tem um pouco menos energia quando eles estão girando em direções opostas em comparação com quando eles estão girando na mesma direção & # 8211 o fóton correspondente a esta diferença de energia tem um comprimento de onda de, você adivinhou, 21 cm.

Embora não constitua uma grande porcentagem do ISM, a poeira bloqueia a luz e também a torna vermelha, uma vez que comprimentos de onda mais longos têm menos probabilidade de interagir com os grãos de poeira. Às vezes é encontrado na forma de Hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (PAHs), que são hidrocarbonetos relativamente complicados com estruturas em anel. Por que mencionamos os PAHs? Não por qualquer motivo importante, eles apenas são considerados necessário para a vida (embora os consideremos cancerígenos assustadores aqui na Terra).

Assim, começamos nossa evolução com coisas. O que é isso? Oh, várias coisas. Hidrogênio, hélio, lítio & # 8230 Sim, o lítio de fato existiria, mas iremos ignorar isso até um pouco mais tarde no post. Mas só temos coisas, o que precisamos para fazer uma estrela? Bem, essas coisas, neste ponto formando um nebulosa, que significa literalmente nuvem, não é condensado.

Voe como uma nebulosa da águia (sim, as nebulosas são bonitas). Crédito: Jeff Hester e Paul Scowen (Arizona State University) e NASA. De http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_formation.html

Antes de prosseguirmos, devemos observar que existem vários tipos de nebulosas.Reflexão, emissão, absorção / escuridão, planetário, remanescentes de supernovas & # 8230, as pessoas costumavam chamar galáxias e aglomerados de estrelas & # 8220nebulosas & # 8221 também. Observe que esta postagem tratará de regiões de formação de estrelas ou complexos de nuvens, então não haverá SNRs ou nebulosas planetárias porque eles realmente não se aplicam ao início de uma estrela. Nebulosas de emissão são formados quando as moléculas de gás são excitadas (sim, você também está excitado) pela radiação de uma estrela próxima e liberam radiação; são tipicamente de cor vermelha por causa de seu conteúdo de hidrogênio. Nebulosas de reflexão ocorrem quando a luz das estrelas não tem energia suficiente para excitar os elétrons e apenas reflete nas partículas de poeira (normalmente azul porque a luz de comprimento de onda mais curto é mais fácil de espalhar). Ambos os tipos de nebulosas sinalizam regiões de formação de estrelas. Nebulosas de absorção, ou nebulosas escuras, aparecem & # 8220escuras & # 8221 porque são feitas de nuvens de poeira relativamente densas que simplesmente bloqueiam a luz por trás delas. E por que estudar isso? Bem, eles estão escuros para um. Então, sim, eles bloqueiam a luz, que chato! Felizmente, temos algumas idéias de como eles bloqueiam a luz, mas se não o fizéssemos seria um grande incômodo. Mas então o que mais eles poderiam envolver (você sabe, já que a astronomia simplesmente não pode deixar algo como está)? Bem, existem essas coisas conhecidas como Glóbulos Bok. Eles são nebulosas escuras menores que também são regiões de formação de estrelas em regiões HII, e também podem sugerir alguma formação de estrelas em geral, uma vez que podem estar em nuvens moleculares.

Uma das nebulosas escuras mais famosas do céu. Crédito: NASA

Barnard 68 - a outra mancha preta mais famosa no céu que é na verdade uma coisa. Crédito: NASA e cfa.harvard.edu/COMPLETE

Glóbulo de Thackeray & # 8217s - a outra OUTRA mancha de material preto mais famosa no céu indicando a formação de estrelas. Yay para os glóbulos de Bok! Crédito: HST e cfa.harvard.edu/COMPLETE/

Mas voltando às estrelas. Para que uma estrela se forme, um pedaço da nuvem de gás precisa aumentar de densidade a tal ponto que entre em colapso sob sua própria gravidade. A turbulência aleatória dentro da própria nuvem de gás pode atingir essa densidade crítica, ou uma fonte externa, como a colisão com outra nuvem de gás ou ondas de choque de uma supernova próxima, pode estar envolvida. O astrônomo James Jeans derivou uma equação para mostrar a massa mínima necessária para uma nuvem de um certo raio entrar em colapso - nós, é claro, conhecemos isso como o Massa jeans. No entanto, a massa de Jeans negligencia a pressão externa do gás (que é fatorada pela massa de Bonner-Ebert), bem como vários outros fatores que podem influenciar o colapso. A nuvem de gás inicial se fragmenta em vários pedaços, por razões que ainda não entendemos muito bem, e esses pedaços podem se fragmentar ainda mais até que sua densidade seja tão grande que eles continuem entrando em colapso. E você adivinhou, isso se chama fragmentação! Eles são importantes porque podem formar estrelas binárias e relacionar aglomerados de muitas estrelas, os quais são bastante úteis. A própria fragmentação pára e muda devido às diferenças de densidade e energia irradiada conforme ocorre o colapso. Além disso, os fatores que influenciam as protoestrelas são principalmente os movimentos (rotacionais ou angulares) e magnéticos além dos átomos.

E para aumentar o fascínio, vamos adicionar mais alguns fatores. Como dissemos, há rotação e campos magnéticos. Também existem diferenças na densidade. Outro fator? Bem, uma ocorrência comum é ver ventos estelares de estrelas massivas soprando ou ionizando a protoestrela de tal forma que são erodidas. Então, o que ganhamos com essas complicações? Linhas de nascimento! Sim, eles realmente são como os humanos, bem, na verdade, de forma alguma, já que essas são linhas para o início da evolução das protoestrelas e # 8217.

Além disso, estrelas massivas podem não se formar a partir de grandes quantidades de massa colapsando, mas de várias estrelas menores que se juntam porque a alta temperatura, luminosidade e radiação associadas a estrelas grandes são consideradas difíceis de alcançar por colapso. Mas isso pode não ser necessário porque a massa pode cair em um disco de acreção (um disco acumulado de material) ao redor da estrela. Isso poderia então fazer uma estrela massiva crescer e não ficar totalmente ionizada, o que poderia prevenir o colapso.

& # 8220Uma nuvem interestelar típica é protegida contra colapso por movimentos turbulentos internos. & # 8221

& # 8220Uma vez que essa nuvem é & # 8220 virada para a borda & # 8221 e começa a entrar em colapso, ela atinge um estado em que a gravidade pode puxar o gás para formar & # 8220cores & # 8221 densos. & # 8220

& # 8220Estes núcleos continuam a entrar em colapso, freqüentemente fragmentando-se ainda mais, até formarem aglomerados do tamanho de estrelas & # 8211. & # 8221 Para mostrar o que estivemos explicando até agora. Crédito pelas três fotos acima: ircamera.as.arizona.edu e Matthew Bate

Então, ainda estamos em uma estrela? Não, ainda temos um longo caminho a percorrer. Veja, como dissemos, as estrelas evoluem, como a vida teoricamente, mas podemos rastreá-las muito melhor (veja, as estrelas são muito mais estelares do que outras coisas). Faixas que dizemos? Sim, trilhas evolutivas, de fato! Essas curvas mostram rastros principais para estrelas de massa diferente. A energia produzida durante este tempo é criada a partir do material em queda que vai tão rápido que se torna supersônico e tem o que chamamos de frente de choque, o que basicamente significa que obtemos toda essa mistura de coisas que se movem muito rápido, desacelerando até o ponto em que energia é liberada. Outra observação é que o material está se acumulando ou se agregando (sim, é uma palavra que será usada muitas vezes) ao redor da estrela conforme ela entra em colapso. Na verdade, o colapso que ocorre parece ser de fontes infravermelhas que aparecem nos glóbulos de Bok.

Tudo bem, mas agora o que temos? Bem, nós diremos apenas que neste ponto nós obtivemos uma protoestrela. Isso entra em colapso através do Mecanismo Kelvin-Helmholtz de contração gravitacional que pode liberar energia potencial como calor, explicando a luz que vemos de uma protoestrela. Seguindo em frente, temos o oh tão importante Hayashi Track! Na verdade, Hayashi fez muitas coisas com essas primeiras estrelas, mas vamos começar com isso. A trilha de Hayashi mostra que, para uma proto-estrela em colapso, a opacidade de uma estrela aumenta devido à leve ionização do hidrogênio. Isso resulta em convecção no envelope, que ele conseguiu mostrar como uma linha vertical no diagrama H-R. Esta linha mostra que o colapso eventualmente diminui a luminosidade e aumenta a temperatura. A melhor parte dessa faixa? Na verdade, proíbe a formação de certos tipos de estrelas, ajudando muito em nossa busca pela formação de estrelas.

Depois de tudo isso e alguma modelagem, temos o que chamamos de faixas evolutivas pré-sequência principal. Estas são basicamente mais faixas para ver a evolução das estrelas. Curiosamente, um núcleo e uma zona convectiva começam a se formar neste ponto, o que pode permitir uma ligeira fusão através da cadeia PP e do ciclo CNO, mas não o suficiente para realmente parar o colapso. Isso pode produzir uma ligeira expansão, de forma que a luminosidade diminuiria ligeiramente. Em estrelas de menor massa, o carbono geralmente não pode ser queimado, então mais tarde na vida o ciclo CNO não ocorreria tanto, mas em protoestrelas massivas ele é ligeiramente diferente, já que o ciclo CNO seria mais dominante. Então, o que isso mostra? Basicamente, essa massa é importante.

Cobriremos tipos de objetos Pré-Sequência Principal e mais formação estelar na Parte II.

TLDR & # 8211 As estrelas se formam a partir do meio interestelar, nuvens massivas de gás e poeira. Uma nuvem de gás torna-se mais densa em uma área, que colapsa sob sua própria gravidade e também se fragmenta para formar várias protoestrelas. Essas estrelas não exatamente seguem trilhas evolutivas à medida que evoluem em direção à sequência principal no diagrama H-R. E qual é basicamente o fator mais importante? Massa. Este estágio inicial é importante para entender onde procurar por tipos de estrelas e eventos, para entender os processos nas estrelas e para ajudar a fazer melhores interpretações de como o universo funciona.

Formação de estrelas (esses sites cobrem a maior parte da pós-formação de estrelas em geral, e é por isso que não se dividem tanto)

Carroll e Ostlie, Uma introdução à astrofísica moderna, 2ª edição (pág. 398-445)


Por que as estrelas da pré-sequência principal mostram lítio em absorção? - Astronomia

O ESPECTRO DE EMISSÃO DE HIDROGÊNIO ATÔMICO

Esta página apresenta o espectro de emissão de hidrogênio atômico, mostrando como ele surge de movimentos de elétrons entre níveis de energia dentro do átomo. Também examina como o espectro pode ser usado para encontrar a energia de ionização do hidrogênio.

O que é um espectro de emissão?

Observando o espectro de emissão de hidrogênio

Um tubo de descarga de hidrogênio é um tubo fino contendo gás hidrogênio em baixa pressão com um eletrodo em cada extremidade. Se você colocar uma alta tensão nele (digamos, 5000 volts), o tubo acenderá com um brilho rosa brilhante.

Se a luz passa por um prisma ou rede de difração, ela é dividida em suas várias cores. O que você veria é uma pequena parte do espectro de emissão de hidrogênio. A maior parte do espectro é invisível a olho nu porque está no infravermelho ou no ultravioleta.

A fotografia mostra parte de um tubo de descarga de hidrogênio à esquerda e as três linhas mais facilmente vistas na parte visível do espectro à direita. (Ignore o & quotmearing & quot - especialmente à esquerda da linha vermelha. Isso é causado por falhas na forma como a fotografia foi tirada. Veja a nota abaixo.)

Observação: Esta fotografia é cortesia do Dr. Rod Nave, do Departamento de Física e Astronomia da Georgia State University, Atlanta. A fotografia vem de notas sobre o espectro do hidrogênio em suas páginas HyperPhysics no site da Universidade. Se você estiver interessado em mais do que uma introdução ao assunto, este é um bom lugar para ir.

Idealmente, a foto mostraria três linhas espectrais nítidas - azul escuro, ciano e vermelho. A mancha vermelha que aparece à esquerda da linha vermelha, e outra mancha semelhante (muito mais difícil de ver) à esquerda das outras duas linhas provavelmente vem, de acordo com o Dr. Nave, de reflexos perdidos na configuração, ou possivelmente de falhas na rede de difração. Decidi usar esta fotografia de qualquer maneira porque a) acho que é uma imagem impressionante eb) é a única que já encontrei que inclui um tubo de descarga de hidrogênio e seu espectro na mesma imagem.

Estendendo o espectro de emissão de hidrogênio em UV e IR

Há muito mais no espectro do hidrogênio do que as três linhas que você pode ver a olho nu. É possível detectar padrões de linhas nas regiões ultravioleta e infravermelho do espectro.

Eles se enquadram em uma série de & quot; quotseries & quot; de linhas com os nomes da pessoa que os descobriu. O diagrama abaixo mostra três dessas séries, mas há outras no infravermelho à esquerda da série Paschen mostrada no diagrama.

O diagrama é bastante complicado, então vamos examiná-lo um pouco de cada vez. Olhe primeiro para a série de Lyman à direita do diagrama - esta é a mais espalhada e mais fácil de ver o que está acontecendo.

Observação: A escala de frequência é marcada em PHz - isso é petaHertz. Você está familiarizado com prefixos como quilo (significando mil ou 10 3 vezes) e mega (significando um milhão ou 10 6 vezes). Peta significa 10 15 vezes. Portanto, um valor como 3 PHz significa 3 x 10 15 Hz. Se você está preocupado com & quotHertz & quot, significa apenas & quotciclos por segundo & quot.

A série Lyman é uma série de linhas ultravioleta. Observe que as linhas ficam cada vez mais próximas à medida que a frequência aumenta. Eventualmente, eles ficam tão próximos uns dos outros que se torna impossível vê-los como algo diferente de um espectro contínuo. Isso é o que sugere a parte sombreada no lado direito da série.

Então, em um ponto específico, conhecido como o limite de série, a série pára.

Se você olhar agora para a série Balmer ou a série Paschen, verá que o padrão é o mesmo, mas as séries se tornaram mais compactas. Na série Balmer, observe a posição das três linhas visíveis da fotografia no alto da página.

Complicando tudo - frequência e comprimento de onda

Freqüentemente, você encontrará o espectro do hidrogênio desenhado usando comprimentos de onda de luz em vez de frequências. Infelizmente, por causa da relação matemática entre a frequência da luz e seu comprimento de onda, você obtém duas visões completamente diferentes do espectro se o traçar em relação à frequência ou ao comprimento de onda.

A relação entre frequência e comprimento de onda

A relação matemática é:

Reorganizando isso dá equações para comprimento de onda ou frequência.

O que isso significa é que há uma relação inversa entre os dois - uma alta frequência significa um baixo comprimento de onda e vice-versa.

Observação: Às vezes, você encontrará frequência com o símbolo muito mais óbvio, f.

Desenhando o espectro de hidrogênio em termos de comprimento de onda

Este é o aspecto do espectro se você traçá-lo em termos de comprimento de onda em vez de frequência:

. . . e apenas para lembrá-lo de como é o espectro em termos de frequência:

Isso é confuso? Bem, acho extremamente confuso! Então o que fazer sobre isso?

Para o resto desta página, devo observe o espectro traçado em relação à frequência, porque é muito mais fácil relacioná-lo com o que está acontecendo no átomo. Esteja ciente de que o espectro parece diferente dependendo de como é plotado, mas, além disso, ignore a versão do comprimento de onda, a menos que seja óbvio que seus examinadores a desejam. Se você tentar aprender as duas versões, só vai complicá-las!

Observação: Os currículos provavelmente não serão muito úteis sobre isso. Você precisa olhar para documentos anteriores e esquemas de marcação.

Se você está trabalhando para um exame baseado no Reino Unido e não tem esses recursos, pode descobrir como obtê-los acessando a página de programas.

Explicando o espectro de emissão de hidrogênio

As Equações de Balmer e Rydberg

Por um incrível insight matemático, em 1885 Balmer apresentou uma fórmula simples para prever o comprimento de onda de qualquer uma das linhas no que hoje conhecemos como a série Balmer. Três anos depois, Rydberg generalizou isso para que fosse possível calcular os comprimentos de onda de qualquer uma das linhas no espectro de emissão de hidrogênio.

O que Rydberg descobriu foi:

RH é uma constante conhecida como Constante de Rydberg.

n1 e n2 são inteiros (números inteiros). n2 tem que ser maior que n1. Em outras palavras, se n1 é, digamos, 2 depois n2 pode ser qualquer número inteiro entre 3 e infinito.

As várias combinações de números que você pode inserir nesta fórmula permitem calcular o comprimento de onda de qualquer uma das linhas no espectro de emissão de hidrogênio - e há um acordo próximo entre os comprimentos de onda que você obtém usando esta fórmula e aqueles encontrados pela análise de um espectro real .

Observação: Se você encontrar uma versão da equação original de Balmer, ela não se parecerá com esta. Na equação de Balmer, n1 é sempre 2 - porque isso dá os comprimentos de onda das linhas na parte visível do espectro em que ele estava interessado. Sua equação original também foi organizada de forma diferente. A versão moderna mostra mais claramente o que está acontecendo.

Você também pode usar uma versão modificada da equação de Rydberg para calcular a frequência de cada uma das linhas. Você pode calcular esta versão a partir da equação anterior e da fórmula que relaciona o comprimento de onda e a frequência mais adiante na página.

Observação: Você pode encontrar versões da equação de Rydberg onde o n1 e n2 são o contrário, ou podem até ser trocados por letras como me n. Qualquer que seja a versão que você usar, o número maior deve ser sempre aquele na parte inferior do termo à direita - aquele que você remove. Se você errar, é imediatamente óbvio se você começar a fazer um cálculo, porque você terminará com uma resposta negativa!

A origem do espectro de emissão de hidrogênio

As linhas no espectro de emissão de hidrogênio formam padrões regulares e podem ser representadas por uma equação (relativamente) simples. Cada linha pode ser calculada a partir de uma combinação de números inteiros simples.

Por que o hidrogênio emite luz quando é excitado por ser exposto a uma alta voltagem e qual é o significado desses números inteiros?

Quando nada o excita, o elétron do hidrogênio está no primeiro nível de energia - o nível mais próximo do núcleo. Mas se você fornece energia para o átomo, o elétron fica excitado em um nível de energia mais alto - ou mesmo removido completamente do átomo.

A alta tensão em um tubo de descarga fornece essa energia. As moléculas de hidrogênio são primeiro quebradas em átomos de hidrogênio (daí o atômico espectro de emissão de hidrogênio) e os elétrons são então promovidos a níveis de energia mais elevados.

Suponha que um determinado elétron foi excitado para o terceiro nível de energia. Isso tenderia a perder energia novamente, caindo de volta para um nível inferior. Ele poderia fazer isso de duas maneiras diferentes.

Ele poderia cair de volta para o primeiro nível novamente, ou poderia cair de volta para o segundo nível - e então, em um segundo salto, para o primeiro nível.

Amarrar um elétron específico salta para linhas individuais no espectro

Se um elétron cai do nível 3 para o nível 2, ele tem que perder uma quantidade de energia exatamente igual à diferença de energia entre esses dois níveis. A energia que o elétron perde surge como luz (onde & quotlight & quot inclui UV e IR, bem como visível).

Cada frequência de luz está associada a uma determinada energia pela equação:

Quanto mais alta a frequência, mais alta é a energia da luz.

Se um elétron cair do nível 3 para o nível 2, a luz vermelha é vista. Esta é a origem da linha vermelha no espectro do hidrogênio. Medindo a frequência da luz vermelha, você pode calcular sua energia. Essa energia deve ser exatamente a mesma que a diferença de energia entre o nível 3 e o nível 2 no átomo de hidrogênio.

A última equação pode, portanto, ser reescrita como uma medida do gap de energia entre dois níveis de elétrons.

A maior queda possível de energia, portanto, produzirá a linha de frequência mais alta do espectro. A maior queda será do nível infinito para o nível 1. (O significado do nível infinito ficará claro mais tarde.)

Os próximos diagramas são em duas partes - com os níveis de energia no topo e o espectro na parte inferior.

Se um elétron cair do nível 6, a queda será um pouco menor e, portanto, a frequência será um pouco menor. (Por causa da escala do diagrama, é impossível desenhar em todos os saltos envolvendo todos os níveis entre 7 e infinito!)

. . . e conforme você avança nos outros saltos possíveis para o nível 1, explica toda a série Lyman. Os espaçamentos entre as linhas no espectro refletem a maneira como os espaçamentos entre os níveis de energia mudam.

Se você fizer a mesma coisa para pular para o nível 2, você terminará com as linhas da série Balmer. Essas lacunas de energia são muito menores do que na série Lyman e, portanto, as frequências produzidas também são muito mais baixas.

A série Paschen seria produzida por pulos para o nível 3, mas o diagrama ficará muito confuso se eu incluir esses também - sem mencionar todas as outras séries com pulos para o nível 4, o nível 5 nível e assim por diante.

O significado dos números na equação de Rydberg

n1 e n2 na equação de Rydberg são simplesmente os níveis de energia em cada extremidade do salto produzindo uma linha particular no espectro.

Por exemplo, na série Lyman, n1 é sempre 1. Os elétrons estão caindo para o nível 1 para produzir linhas na série Lyman. Para a série Balmer, n1 é sempre 2, porque os elétrons estão caindo para o nível 2.

n2 é o nível a partir do qual se saltou. Já mencionamos que a linha vermelha é produzida por elétrons caindo do nível 3 para o nível 2. Nesse caso, então, n2 é igual a 3.

A importância do nível infinito

O nível infinito representa a energia mais alta possível que um elétron pode ter como parte de um átomo de hidrogênio. Então, o que acontece se o elétron exceder essa energia, mesmo que seja um pouquinho?

O elétron não faz mais parte do átomo. O nível infinito representa o ponto em que a ionização do átomo ocorre para formar um íon carregado positivamente.

Usando o espectro para encontrar a energia de ionização do hidrogênio

Quando não há energia adicional fornecida a ele, o elétron do hidrogênio é encontrado no nível 1. Isso é conhecido como seu estado fundamental. Se você fornecer energia suficiente para mover o elétron até o nível do infinito, terá ionizado o hidrogênio.

A energia de ionização por elétron é, portanto, uma medida da distância entre o nível 1 e o nível infinito. Se você olhar para os últimos diagramas, descobrirá que aquele salto de energia específico produz o limite da série de Lyman.

Observação: Até agora, falamos sobre a energia liberada quando um elétron cai de um nível superior para um inferior. Obviamente, se uma certa quantidade de energia é liberado quando um elétron cai do nível infinito para o nível 1, essa mesma quantidade será necessário para empurrar o elétron do nível 1 até o nível infinito.

Se você puder determinar a frequência do limite da série de Lyman, poderá usá-lo para calcular a energia necessária para mover o elétron em um átomo do nível 1 ao ponto de ionização. A partir daí, você pode calcular a energia de ionização por mol de átomos.

O problema é que a frequência de um limite de série é bastante difícil de encontrar com precisão a partir de um espectro porque as linhas estão tão próximas naquela região que o espectro parece contínuo.

Encontrar a frequência do limite da série graficamente

Aqui está uma lista das frequências das sete linhas mais espaçadas na série de Lyman, junto com o aumento na frequência conforme você vai de uma para a outra.

À medida que as linhas ficam mais próximas, obviamente o aumento na frequência fica menor. No limite da série, a lacuna entre as linhas seria literalmente zero.

Isso significa que, se você traçar os aumentos na frequência em relação à frequência real, poderá extrapolar (continuar) a curva até o ponto em que o aumento se torna zero. Essa seria a frequência do limite da série.

Na verdade, você pode representar dois gráficos a partir dos dados da tabela acima. A frequência diferença está relacionado a duas frequências. Por exemplo, o valor de 0,457 é encontrado retirando 2,467 de 2,924. Então, contra qual desses dois valores você deve representar 0,457?

Não importa, contanto que você seja sempre consistente - em outras palavras, contanto que você sempre plote a diferença em relação ao valor mais alto ou mais baixo. No ponto em que você está interessado (onde a diferença se torna zero), os dois números de frequência são iguais.

Como você verá no gráfico abaixo, traçando ambas as curvas possíveis no mesmo gráfico, fica mais fácil decidir exatamente como extrapolar as curvas. Por serem curvas, são muito mais difíceis de extrapolar do que se fossem linhas retas.

Ambas as linhas apontam para um limite de série em cerca de 3,28 x 10 15 Hz.

Observação: Lembre-se de que 3,28 PHz é igual a 3,28 x 10 15 Hz. Você pode usar a equação de Rydberg para calcular o limite da série de Lyman como uma verificação nesta figura: n1 = 1 para a série de Lyman e n2 = infinito para o limite da série. 1 / (infinito) 2 = zero. Isso dá um valor para a frequência de 3,29 x 10 15 Hz - em outras palavras, os dois valores concordam em 0,3%.

Então . . . agora podemos calcular a energia necessária para remover um único elétron de um átomo de hidrogênio. Lembre-se da equação do alto da página:

Podemos calcular a lacuna de energia entre o estado fundamental e o ponto em que o elétron deixa o átomo substituindo a frequência pelo valor que obtivemos e procurando o valor da constante de Planck em um livro de dados.

Isso dá a você a energia de ionização para um único átomo. Para encontrar a energia de ionização normalmente citada, precisamos multiplicar isso pelo número de átomos em um mol de átomos de hidrogênio (a constante de Avogadro) e, em seguida, dividir por 1000 para convertê-lo em quilojoules.

Observação: Seria errado citar isso para mais de 3 algarismos significativos. O valor da frequência obtida no gráfico é apenas para essa precisão.

Isso se compara bem com o valor normalmente cotado para a energia de ionização do hidrogênio de 1312 kJ mol -1.

Perguntas para testar sua compreensão

Se este for o primeiro conjunto de perguntas que você fez, leia a página introdutória antes de começar. Você precisará usar o BOTÃO VOLTAR do seu navegador para voltar aqui depois.


Estrelas fracassadas e superplanetas: um relatório baseado no workshop de janeiro de 1998 sobre objetos de massa subestelar (1998)

técnicas de observação apoiadas por modelos teóricos detalhados. No entanto, apenas um punhado de detecções diretas estão firmemente estabelecidas como verdadeiros SMOs, e o único conhecimento que os pesquisadores possuem dos candidatos indiretos são os limites inferiores de suas massas. Dados recentes do satélite Hipparcos em um dos sistemas, entretanto, estabeleceram um limite superior para a inclinação que estabelece firmemente o candidato como subestelar em massa.

O número de candidatos detectados até agora nas regiões do céu pesquisadas sugere que, extrapolados para todo o céu, milhares mais são detectáveis ​​com os instrumentos atuais. Mas o estudo detalhado de tais objetos, incluindo a coleta e análise de espectros, aguarda maior sensibilidade dos detectores e maior disponibilidade de grandes telescópios. Muito parecido com Moisés, os observadores estão atualmente restritos a olhar de longe para & mdash, mas ainda não experimentando & mdasha um futuro promissor rico na detecção e estudo de SMOs.

Estudos espectroscópicos de SMOs

A análise espectral de SMOs é crítica não apenas para entender as propriedades físicas desses objetos, mas também para identificar moléculas que restringem fortemente as temperaturas atmosféricas e, portanto, permitem uma avaliação firme das massas dos objetos. As moléculas-chave a este respeito são o metano (CH4) e amônia (NH3), que se tornam cada vez mais abundantes em temperaturas atmosféricas mais frias à custa de monóxido de carbono (CO) e nitrogênio molecular (N 2) O desafio será detectar pequenas quantidades de metano em objetos que estão próximos à borda da sequência principal estelar: espectros estendendo-se ainda mais no infravermelho serão úteis a esse respeito, mas desafiam as capacidades atuais. Limites superiores sensíveis em espécies moleculares que estão presentes em estrelas frias, mas devem ser condensados ​​fora das atmosferas observáveis ​​de objetos de baixa massa e, portanto, mais frios é outro teste espectroscópico de associação de SMOs que enfatiza ainda mais a necessidade de alta sensibilidade.

A detecção direta e a análise dos espectros dos SMOs mais massivos procederam o suficiente para que muitos observadores endossassem a criação de uma letra adicional na sequência de classificação estelar tradicional dos objetos da sequência principal: O, B, A, F, G, K, M Os objetos próximos à borda da sequência principal têm espectros qualitativamente diferentes dos anões M, em que o óxido de titânio (TiO) e o óxido de vanádio (VO) estão ausentes e outras linhas moleculares perturbam dramaticamente o espectro do corpo negro. Uma proposta para designar SMOs como anãs & ldquoL & rdquo não é simplesmente um exercício de nomenclatura, mas um reconhecimento da natureza discretamente diferente do espectro de objetos com temperaturas de superfície de 1500 K e inferiores.

AS CARACTERÍSTICAS FÍSICAS E ORBITAIS DE OBJETOS DE MASSA SUBSTELAR CONHECIDOS

Gibor Basri

Universidade da California, Berkeley

Esta revisão servirá em grande parte como um censo das anãs marrons confirmadas por observação e provavelmente descobertas até o momento. Suas características físicas, em sua maioria, não foram medidas em detalhes. Eles geralmente estão de acordo com nossas expectativas teóricas, que são resumidas em outras apresentações. Voltando-se primeiro para as anãs marrons em sistemas binários, a coisa mais óbvia a fazer é simplesmente olhar para perto de uma estrela. Essa abordagem rendeu o que ficou por quase uma década como o candidato mais intrigante da anã marrom, GD 165B, bem como o que agora se destaca como a anã marrom mais incontroversa: Gliese 229B. O primeiro objeto está, infelizmente, perto da temperatura mínima possível da sequência principal (1700 K, embora isso permaneça incerto), enquanto o último está bem abaixo dela em cerca de 1000 K. Gliese 229B tem provavelmente 2 a 5 Gy de idade, com uma massa de 30 a 50 Júpiteres. Sua órbita é muito ampla (40 UA) para ter sido medida ainda, embora eventualmente devamos ser capazes de obter uma massa dinâmica. É o único companheiro subestelar encontrado em uma pesquisa de

300 milhões de estrelas. A taxa de sucesso de pesquisas de imagem perto de anãs brancas, e em grupos, é semelhante.

A maioria das anãs marrons conhecidas em sistemas binários (

10 de cerca de 700 alvos) foram encontrados por meio de trabalho de velocidade radial. Não se pode ter certeza da natureza de qualquer um deles (porque suas inclinações orbitais são desconhecidas), mas pode-se ter certeza de que a maioria deles são realmente objetos subestelares por causa da distribuição de limite de massa de companheiros estelares. Seus parâmetros orbitais são tendenciosos para pequenas separações por causa da técnica de pesquisa, mas eles têm uma distribuição de excentricidade semelhante à das estrelas e diferente da dos planetas extrasolares. Portanto, é razoável imaginar que eles se formem como estrelas. Muito recentemente, um sistema envolvendo um par binário de anãs marrons foi encontrado. Essas enormes anãs marrons estão muito próximas (0,03 UA) umas das outras em uma órbita moderadamente excêntrica. A distribuição de massa das companheiras anãs marrons parece continuar a das estrelas de baixa massa. Abaixo de 10 massas de Júpiter, há um aumento repentino no número de objetos por primário, apesar do aumento da dificuldade de detectá-los.

A busca mais frutífera por anãs marrons até agora foi em aglomerados jovens, particularmente nas Plêiades. As anãs marrons jovens são mais brilhantes, mas devem ser distinguidas das estrelas M tardias (com as quais se assemelham muito). O & ldquolithium test & rdquo provou ser um meio poderoso de fazer isso: todas as anãs marrons diretamente observadas, exceto Gliese 229B, atualmente ganham seu pedigree desta forma. Anãs marrons (

15) foram encontrados nas Plêiades do limite subestelar até cerca de 30 massas de Júpiter. Isso permite a medida mais direta da função de massa inicial subestelar (FMI) até o momento, o que indica uma função de massa aumentando como o recíproco da massa para massas muito baixas. Os resultados preliminares no aglomerado do Trapézio podem mostrar um turnover em estrelas de baixa massa, que depende de cálculos evolutivos para produzir massa. É importante estender o trabalho a outros clusters que não sabemos quão universal é o FMI subestelar.

Finalmente, anãs marrons de campo flutuante livre foram recentemente confirmadas. Os resultados preliminares dos levantamentos infravermelhos DENIS e 2MASS em todo o céu indicam uma densidade espacial compatível com a prevista nas Plêiades. Os objetos encontrados são claramente mais frios do que estrelas M & mdasha uma nova classe espectral & ldquoL. & Rdquo Seus espectros fornecem boas evidências de que a poeira é um importante constituinte atmosférico.

ESPECTROSCOPIA BASEADA NO SOLO E NO ESPAÇO DA COMPOSIÇÃO DE DWARFS MARROM E PLANETAS EXTRASOLARES

Mark S. Marley

New Mexico State University

As moléculas encontradas na atmosfera de uma anã marrom ou planeta extrasolar restringem a estrutura térmica atmosférica, a dinâmica e a química. Nesta revisão, concentro-me no que podemos aprender com a detecção espectroscópica de moléculas nessas atmosferas e ilustrar com exemplos de Gliese 229 B e os planetas jovianos do sistema solar.

A composição de uma atmosfera planetária estática, sem perturbações externas, tende ao equilíbrio químico termodinâmico local. Assim, nas temperaturas relativamente baixas (

100 a 200 K) e altas pressões dos planetas jovianos do sistema solar, C é encontrado em CH4 (metano), O em H2O e N em NH3 (amônia). Em temperaturas mais altas, a termoquímica favorece CO, H2O e N2. Na verdade, foi a detecção espectroscópica de CH4 em Gliese 229 B que confirmou indiscutivelmente a identidade do objeto como uma anã marrom. Prevê-se que a amônia também esteja presente na alta atmosfera da anã marrom, mas ainda não foi detectada. Portanto, de primeira ordem, a presença ou ausência de CH4 e NH3 podem servir como termômetros de temperaturas atmosféricas. O metano é facilmente detectável no infravermelho próximo. A amônia é detectável no visível e próximo a 10 µm. Uma grande dificuldade, no entanto, é que essencialmente não há dados sobre a opacidade dessas moléculas em temperaturas maiores do que as temperaturas planetárias “quotradicionais”.

As saídas do equilíbrio da composição atmosférica são especialmente interessantes. Moléculas como CO, PH3, GeH4, e AsH3 todos foram detectados na atmosfera de Júpiter em abundância muitas ordens de magnitude acima do esperado pela química de equilíbrio. A presença dessas moléculas em desequilíbrio é considerada evidência de convecção. Como as escalas de tempo convectivas são mais curtas do que as escalas de tempo de equilíbrio químico, essas moléculas podem ser dragadas das profundezas do interior de Júpiter e transportadas para a atmosfera visível. Da mesma forma, a detecção de CO em Netuno, mas não em Urano, aparentemente fornece informações sobre o vigor relativo da convecção nessas duas atmosferas.

No Gliese 229B, a detecção de CO em abundância muito além do previsto para o equilíbrio químico requer claramente que a atmosfera visível (perto de 800 a 1400 K) também deve ser convectiva. No entanto, muitos modelos de atmosfera descobrem que a fronteira convectiva radiativa fica muito mais profunda, abaixo de 1700 K. No entanto, alguns modelos prevêem uma zona de convecção superior adicional, destacada, que é consistente com a detecção de CO. A presença de Cs em Gliese 229B também requer transporte convectivo, pois este elemento não deveria estar presente de outra forma. No entanto, a falta de TiO e de outras espécies diatômicas refratárias sugere que a atmosfera não é totalmente convectiva na profundidade (abaixo de 2.000 K) onde essas moléculas se condensam. Tomados em conjunto, esses resultados suportam a presença de uma zona de convecção destacada. Assim, CO e Cs podem estar traçando a estrutura convectiva vertical da anã marrom enquanto reforçam a sugestão anterior de que uma região radiativa também existe muito abaixo do topo das nuvens de Júpiter. PH3 também é potencialmente detectável em Gliese 229B por plataformas baseadas no espaço e fornecerá um teste adicional importante. As medições da abundância desse conjunto de moléculas em uma variedade de objetos mapearão a dinâmica atmosférica de objetos subestelares.

A radiação incidente também pode produzir espécies importantes em desequilíbrio. Assim, muitos hidrocarbonetos produzidos fotoquimicamente são encontrados na atmosfera dos planetas jovianos do sistema solar, incluindo C2H2 e C2H6, que de outra forma não seria esperado. Essas moléculas relativamente frágeis escapam da destruição porque há pouca mistura vertical nas estratosferas onde essas moléculas se formam. Uma rica variedade de produtos fotoquímicos provavelmente será encontrada em

as atmosferas dos planetas extrasolares, particularmente aqueles com atmosferas quentes e grandes fluxos incidentes. Hazes, produzidos pela condensação de algumas espécies, podem produzir assinaturas nos espectros desses objetos muito além do que se poderia esperar, dadas suas pequenas proporções de mistura.

A condensação das principais espécies também desempenhará um papel importante no espectro de objetos subestelares. O espectro de infravermelho próximo de Gliese 229B é melhor ajustado por modelos sem nuvens, mas o fluxo visível deprimido implica na presença de grãos. Se houver de fato uma região radiativa acima da região de condensação para grãos de silicato e ferro, como os dados moleculares sugerem, é provável que os grãos de Gliese 229B sejam produzidos por espécies de baixa abundância (sulfatos?). A teoria de espalhamento de Mie sugere que os grãos submicrônicos têm as propriedades de espalhamento e absorção necessárias para afetar preferencialmente o fluxo visível, mas não o infravermelho. No entanto, um equilíbrio químico autoconsistente, transferência radiativa e cenário de condensação de grãos ainda não foram elaborados. O estudo extensivo desses mesmos processos em atmosferas planetárias guiará futuras investigações.

É claro que devemos usar a experiência de cientistas planetários e astrofísicos para interpretar corretamente os espectros de planetas extrasolares e anãs marrons. A história nos diz que as interações entre campos antes díspares podem ser difíceis às vezes, mas a recompensa final será uma nova ciência rica e estimulante.

ESPECTROSCOPIA COMPARATIVA DE DWARFS MARROM E ESTRELAS DE SEQUÊNCIA PRINCIPAL MUITO TARDIAS

Rafael Rebolo

Instituto de Astrofisica de Canarias

Diferenciar uma anã marrom de uma estrela anã de tipo muito tardio era, até muito recentemente, uma tarefa extremamente complexa. À famosa dificuldade de medir massas com precisão suficiente, era necessário adicionar a falta de critérios espectroscópicos de subestelaridade confiáveis.

No momento, porém, pelo menos dois desses critérios têm se mostrado úteis, contribuindo de forma decisiva para que os astrônomos revelem a natureza de um bom número de candidatas a anãs marrons. Por um lado, a detecção subestelar de bandas de metano no infravermelho próximo, sugerida pela primeira vez por Tsuji et al. como um indicador subestelar, 1 confirmou Gliese 229B como uma anã marrom fria (temperatura efetiva,

1000 K), e estudos espectroscópicos detalhados sobre este objeto atualmente servem como um guia para a modelagem teórica de atmosferas muito frias e o projeto de estratégias de observação destinadas a detectar objetos semelhantes. As diferenças espectrais de Gliese 229B com relação às estrelas de menor massa são enormes e excluem a possibilidade de interpretação incorreta ou identificação incerta de objetos semelhantes.

Por outro lado, espera-se que os espectros das anãs marrons jovens exibam características muito semelhantes às das estrelas menos massivas. Temos a sorte de ter um critério com o qual identificar essas anãs marrons por meio de um teste espectroscópico simples baseado na detecção de linhas de lítio em seus espectros - especialmente as linhas de ressonância em 6708.8

T. Tsuji, K. Ohnaka e W.Aoki, & ldquoSpectra e Colors of Brown Dwarfs, & rdquo em The Bottom of the Main Sequence & mdashAnd Beyond, CG. Tinney (ed.), ESO Astrophysics Symposia, Springer-Verlag, Berlin, 1995, p. 45

angstroms. 2 O lítio é um elemento frágil, destruído com eficiência em estrelas totalmente convectivas, enquanto é preservado em anãs marrons com menos de 65 massas de Júpiter. O teste forneceu os primeiros resultados bem-sucedidos em objetos no cluster Pleiades 3. 4 onde, graças à detecção de lítio, podemos agora determinar a localização exata do limite subestelar, com a maior precisão em termos de luminosidade e tipo espectral. Na idade das Plêiades, a massa mínima para queima de lítio coincide com a massa mínima para queima de hidrogênio.

Uma sequência subestelar nas Plêiades foi encontrada em tipos espectrais posteriores a M10, que parece corresponder a uma massa próxima a 30 massas de Júpiter. Além disso, uma determinação razoavelmente precisa da f & uacutenction de massa no aglomerado mostra um aumento no número de objetos até quase 40 massas de Júpiter. Outros aglomerados estelares estão atualmente sob escrutínio (& alpha Persei, Praesepe, Hyades, Orion, Taurus, etc.), e esperamos que informações comparáveis ​​sejam obtidas em termos de qualidade e quantidade àquelas atualmente disponíveis para as Plêiades.

Finalmente, uma sucessão muito rápida de detecções de lítio está ocorrendo para objetos muito frios e flutuantes descobertos no curso de pesquisas infravermelhas de grande escala, como a Pesquisa Infravermelha Profunda do Céu do Sul (DENIS) ou durante o movimento adequado estudos. Existem atualmente três objetos mais frios que o M9 que passaram no teste de lítio e são, portanto, anãs marrons. É muito provável que sejam anãs marrons de idade intermediária, com massas em torno de 40 a 60 de Júpiter, que não tiveram tempo suficiente para resfriar a temperaturas como a de Gliese 229B. Suas principais propriedades observacionais serão comparadas com as das anãs marrons nas Plêiades e com as estrelas do campo muito tardio.

ESTIMANDO O PAPEL DOS DWARFS MARROM EM CLUSTERS GLOBULARES

Universidade da California, Berkeley

Anãs marrons estão provavelmente presentes em aglomerados globulares, mas não em números que sejam importantes para a estrutura do aglomerado e sejam detectáveis ​​por sua influência gravitacional. A extrapolação das funções de massa observadas das estrelas visíveis de menor massa sugere que uma fração substancial das estrelas em um aglomerado podem ser anãs marrons, mas provavelmente contêm menos de 10% da massa de um aglomerado.

Uma vez que não há razão para acreditar de outra forma, podemos supor que a função de massa (MF) de um aglomerado globular se estende além do limite de queima de hidrogênio, no domínio da anã marrom. Portanto, nossa tarefa é determinar MFs de aglomerados globulares até a menor massa estelar possível, podemos então extrapolar para massas menores para obter uma estimativa do número de anãs marrons.

O primeiro passo para determinar o MF de um aglomerado globular é determinar sua função de luminosidade (LF). Uma vez que isso geralmente é feito em apenas uma pequena parte do aglomerado, e estrelas de diferentes

R. Rebolo, E.L. Martin, e A. Magazzu, & ldquoSpectroscopy of a Brown Dwarf Candidate in the Alpha Persei Open Cluster, & rdquo Astrophysical Journal, 389: L83, 1992.

G. Basri, G.W. Marcy e J.R. Graham, & ldquoLithium in Brown Dwarf Candidates: The Mass and Age of the Faintest Pleiades & rdquo Astrophysical Journal, 458: 600, 1996.

R. Rebolo, E.L. Martin, G. Basri, G.W. Marcy e M.R. Zapetero-Osorio, & ldquoBrown Dwarfs in the Pleiades Confirmed by the Lithium Test & rdquo Astrophysical Journal, 469: L53, 1996.

massa tem diferentes distribuições espaciais, é necessário modelar o cluster dinamicamente a fim de converter este LF local em um LF global para o cluster.

O próximo passo é converter o LF em MF, por meio de uma relação massa-luminosidade (MLR). O resultado é bastante sensível a este último, pois o fator de conversão é a derivada do MLR. Uma vez que não há MLRs empíricos para baixas abundâncias de metal, é necessário usar um MLR teórico. Isso ainda é incerto, especialmente na extremidade de baixa massa, onde as estrelas são totalmente convectivas e suas atmosferas difíceis de calcular controlam sua estrutura.

Como todos os aglomerados globulares têm grandes módulos de distância, a observação de suas estrelas fracas requer ir para magnitudes muito fracas. Até agora, o Telescópio Espacial Hubble tem sido o melhor instrumento para esse trabalho. MFs que atingem abaixo de 0,15 massas solares foram agora determinados para 10 globulares, e em um deles o MF se estende além de 0,1 massas solares. Se as extremidades de baixa massa (abaixo de 0,25 massas solares) forem grosseiramente aproximadas por dN/ dm = cm & menos & alfa, os valores de & alfa variam de 0 a 1,0. Há razão para acreditar que os aglomerados com valores mais baixos de & alfa perderam seletivamente estrelas de baixa massa por causas dinâmicas e que um globular primitivo tem & alfa entre 0,6 e 1,0.

Se assumirmos ingenuamente uma função de massa da lei de potência de 0,01 a 0,8 massas solares, então a fração do total de estrelas cujas massas estão entre 0,01 e 0,09 massas solares vai de 25% a 50% conforme & alfa vai de 0,5 a 1,0, enquanto o a fração da massa do aglomerado contido nessas estrelas vai de 0,036 a 0,101.

Os dados apresentados aqui não diferem muito do final fraco do MF encontrado por Gould et al.5 para o disco galáctico (quando o último é convertido para se referir a m ao invés de log m) Eles não confirmam de forma alguma, entretanto, valores muito maiores de alfa que foram relatados na literatura.

CANDIDATOS BROWN DWARF EM REGIÕES DE FORMAÇÃO DE ESTRELAS

Lynne A. Hillenbrand

Universidade da California, Berkeley

Compreender a origem das massas estelares e da função de massa inicial continua sendo um dos principais objetivos nos estudos de formação de estrelas. É a produção de um objeto de massa estelar ou subestelar principalmente um processo de autorregulação (isto é, controlado pela interação de acreção e saída de massa), ou as condições ambientais (por exemplo, propriedades de nuvem molecular) desempenham um papel crítico? Por que algumas estrelas, principalmente aquelas de baixa massa, se formam em relativo isolamento de seus vizinhos mais próximos, enquanto a maioria das estrelas - especialmente aquelas de alta massa - se formam em aglomerados densos? Faz o detalhado espectro de massas estelares produzidas durante o processo de fragmentação da nuvem difere de região para região, ou é & ldquouniversal & rdquo? De particular interesse é a determinação do espectro de massa próximo e através do limite estelar / subestelar. O espectro de massa muda, implicando que a natureza prefere fazer objetos que queimam hidrogênio, ou continua a aumentar, implicando em uma quantidade significativa de massa, na idade atual da galáxia, em objetos de luminosidade extremamente baixa?

Como os objetos de massa subestelar são significativamente mais luminosos e quentes em idades jovens (# DXLT # 10 My) do que em estágios mais evoluídos (# DXGT # 100 My), as regiões de formação de estrelas são lugares ideais para

A. Gould. JN. Bahcall e C. Flynn, & ldquoM Dwarfs from Hubble Space Telescope Star Counts. III. The Groth Strip, & rdquo Astrophysical Journal, 482: 913, 1997.

procure por eles. Na verdade, as investigações fotométricas e espectroscópicas das populações estelares em regiões de formação de estrelas próximas são agora sensíveis à detecção de objetos com massas abaixo do limite de queima de hidrogênio. Pesquisas ópticas profundas (nas bandas R e I) permitiram o estudo de estrelas jovens que ainda estão parcialmente embutidas em suas nuvens moleculares nascentes. Quando a fotometria ótica é combinada com a espectroscopia ótica, as estrelas podem ser desvermelhadas individualmente e localizadas em diagramas Hertzsprung-Russell (H-R) convencionais, a partir dos quais as massas e idades estelares podem ser derivadas, levando à construção da massa estelar e distribuições de idade.

Mais recentemente, combinando infravermelho fotometria (nas bandas J, H e K) com infravermelho espectroscopia, esta técnica tradicionalmente óptica tem sido empregada com sucesso em regiões onde a maior parte da população estelar está totalmente incorporada no material de nuvem molecular. Assim, somos capazes de determinar as massas estelares e idades para estrelas que estão obscurecidas por 10 a 50 magnitudes de extinção interestelar e circunstelar local. Sondar os locais de nascimento das estrelas dessa maneira significa que podemos medir as distribuições de massa estelar / subestelar para populações temporalmente e espacialmente coerentes que não são afetadas por processos evolutivos. Além disso, os clusters ricos, densos e extremamente jovens permitem a identificação de amostras completas de objetos estelares e subestelares, evitando as ambigüidades de pertinência associadas à sua identificação e estudo em clusters abertos mais antigos.

Os resultados até o momento indicam que, embora existam vários candidatos subestelares muito bons em regiões de formação de estrelas jovens, os números relativos desses objetos implica um espectro de massa que não aumenta do regime estelar para o regime de massa subestelar.

No entanto, os estudos das populações estelares em regiões de formação de estrelas são dificultados pelos efeitos de alta extinção, contaminação nebular, aglomeração de fontes e emissão circunstelar. Portanto, é necessário muito cuidado na análise e interpretação dos dados. Além disso, a tradução de quantidades observacionais (por exemplo, cores e tipos espectrais) para quantidades físicas (por exemplo, massas e idades) depende da compreensão precisa tanto das propriedades intrínsecas de estrelas do tipo tardio (M6.5 a M9) e de previsões teóricas para evolução da sequência pré-principal.

No momento, grandes incertezas permanecem em cores estelares, correções bolométricas e temperaturas (no lado da observação) e nas opacidades, convecção e os efeitos de acreção (no lado teórico). Observações futuras destinadas a estreitar essas incertezas são necessárias para fazer um progresso adicional na distribuição de massa estelar / subestelar em regiões de formação de estrelas, por exemplo, com grandes levantamentos espectroscópicos no infravermelho próximo.


Modelando Fenômenos Periódicos: A Órbita de Marte Introdução Com bilhões de anos, Marte é o quarto planeta a partir do Sol em nosso sistema solar e o último de t.

A primeira lei é que tudo orbita o sol, todos os planetas orbitam na eclíptica do sol, o que esclarece muitos dos problemas com o modelo tycho i.

O que se poderia perguntar agora é: qual é a forma da órbita dos planetas? O Kepler em sua primeira lei afirma que a órbita dos planetas ao redor do Sol é uma elipti.

Ele disse que o nascer e o pôr do sol diários podem ser explicados pela rotação da Terra. Tycho também acreditava que a Terra orbitava o sol anualmente. Thi.

Cain, F. (2008, 10 de dezembro). Marte em comparação com a Terra. Recuperado em 13 de outubro de 2014, em http://www.universetoday.com/22603/mars-compared-to-earth/ Choi, C. Q.

Copérnico disse que a Terra gira em torno do Sol e a Lua gira em torno da Terra. O geek da ciência afirma que Copérnico trouxe a teoria.

O movimento de Marte para o leste é intensificado quando o movimento do planeta no epiciclo cruza o movimento ao longo do deferente na mesma direção. É appe.

As Leis do Movimento Planetário de Kepler podem ser estabelecidas da seguinte forma: Primeira lei de Kepler: A órbita de cada planeta ao redor do Sol é uma elipse com o Sol em um fo.

O astrônomo Copérnico determinou o conceito de um sistema solar, no qual o sol, e não a terra, é o centro do universo. O centro da terra é não.

Todas essas luas mostram a mesma face em direção ao seu planeta! Agora espere um segundo. Se a Lua tem gravidade, o que causa marés, e é a causa raiz de tudo isso.


Por que as estrelas da pré-sequência principal mostram lítio em absorção? - Astronomia

As Plêiades são um dos mais famosos aglomerados abertos.

A cluster aberto é um grupo de até alguns milhares de estrelas que foram formadas a partir da mesma nuvem molecular gigante e ainda estão vagamente ligadas gravitacionalmente umas às outras.

Em contraste, aglomerados globulares são fortemente limitados pela gravidade.

Clusters abertos são encontrados apenas em galáxias espirais e irregulares, nas quais está ocorrendo a formação estelar ativa. Eles geralmente têm menos de algumas centenas de milhões de anos: eles são interrompidos por encontros próximos com outros aglomerados e nuvens de gás enquanto orbitam o centro galáctico, assim como perdem membros do aglomerado por meio de encontros internos próximos.

Jovens aglomerados abertos ainda podem estar contidos dentro da nuvem molecular a partir da qual se formaram, iluminando-a para criar uma região H II. Com o tempo, a pressão da radiação do cluster dispersará a nuvem molecular. Normalmente, cerca de 10% da massa de uma nuvem de gás se aglutina em estrelas antes que a pressão da radiação afaste o resto.

Clusters abertos são objetos muito importantes no estudo da evolução estelar.

Como as estrelas têm idade e composição química muito semelhantes, os efeitos de outras variáveis ​​mais sutis sobre as propriedades das estrelas são estudados com muito mais facilidade do que para estrelas isoladas.

Observações históricas


Os aglomerados abertos mais proeminentes, como as Plêiades, são conhecidos e reconhecidos como grupos de estrelas desde a antiguidade. Outros eram conhecidos como manchas difusas de luz, mas tiveram que esperar até a invenção do telescópio para ser resolvido em suas estrelas constituintes. As observações telescópicas revelaram dois tipos distintos de aglomerados, um dos quais continha milhares de estrelas em uma distribuição esférica regular e foi encontrado preferencialmente em direção ao centro da Via Láctea, e o outro consistia em uma população geralmente mais esparsa de estrelas em uma forma mais irregular forma e encontrados em todo o céu.

Os astrônomos apelidaram os primeiros aglomerados globulares e os últimos aglomerados abertos. Aglomerados abertos também são ocasionalmente chamados de aglomerados galácticos, porque são quase exclusivamente encontrados no plano da Via Láctea, como discutido abaixo.

Foi percebido desde o início que as estrelas nos aglomerados abertos estavam fisicamente relacionadas. O reverendo John Michell calculou em 1767 que a probabilidade de apenas um grupo de estrelas como as Plêiades ser o resultado de um alinhamento casual visto da Terra era de apenas 1 em 496.000. [1]

À medida que a astrometria se tornou mais precisa, descobriu-se que as estrelas dos aglomerados compartilhavam um movimento próprio comum através do espaço, enquanto as medições espectroscópicas revelaram velocidades radiais comuns, mostrando que os aglomerados consistem em estrelas nascidas ao mesmo tempo e unidas como um grupo.

Embora os aglomerados abertos e os aglomerados globulares formem dois grupos bastante distintos, pode não haver uma grande diferença na aparência entre um aglomerado globular muito esparso e um aglomerado aberto muito rico.

Alguns astrônomos acreditam que os dois tipos de aglomerados de estrelas se formam através do mesmo mecanismo básico, com a diferença de que as condições que permitiram a formação de aglomerados globulares muito ricos contendo centenas de milhares de estrelas não prevalecem mais em nossa galáxia.

A luz infravermelha revela o denso aglomerado aberto que se forma no coração da nebulosa de Orion.

Todas as estrelas são originalmente formadas em sistemas múltiplos, porque apenas uma nuvem de gás contendo muitas vezes a massa do Sol será pesada o suficiente para colapsar sob sua própria gravidade, mas tal nuvem pesada não pode colapsar em uma única estrela. [2]

A formação de um aglomerado aberto começa com o colapso de parte de uma nuvem molecular gigante, uma nuvem densa e fria de gás contendo até muitos milhares de vezes a massa do Sol. Muitos fatores podem desencadear o colapso de uma nuvem molecular gigante (ou parte dela) e uma explosão de formação de estrelas que resultará em um aglomerado aberto, incluindo ondas de choque de uma supernova próxima e interações gravitacionais.

Assim que uma nuvem molecular gigante começa a entrar em colapso, a formação estelar prossegue por meio de sucessivas fragmentações da nuvem em aglomerados cada vez menores, resultando eventualmente na formação de até vários milhares de estrelas. Em nossa própria galáxia, a taxa de formação de aglomerados abertos é estimada em um a cada poucos milhares de anos. [3]

Uma vez iniciada a formação estelar, as estrelas mais quentes e massivas (conhecidas como Estrelas OB) irá emitir grandes quantidades de radiação ultravioleta. Esta radiação ioniza rapidamente o gás circundante da nuvem molecular gigante, formando uma região H II. Os ventos estelares das estrelas massivas e a pressão da radiação começam a afastar os gases após alguns milhões de anos, o aglomerado experimentará suas primeiras supernovas, que também expelirão gás do sistema. Depois de algumas dezenas de milhões de anos, o aglomerado perderá o gás e nenhuma outra formação de estrelas ocorrerá. Normalmente, menos de 10% do gás originalmente no aglomerado se formará em estrelas antes de ser dissipado. [4]

Outra visão da formação de aglomerados é que eles se formam rapidamente a partir de um núcleo de nuvem molecular em contração e, quando as estrelas massivas começam a brilhar, elas expulsam o gás residual com a velocidade do som do gás ionizado quente. Do momento do início da contração do núcleo da nuvem até a expulsão do gás, normalmente não leva mais de um a três milhões de anos. Como apenas 30 a 40 por cento do gás no núcleo da nuvem forma estrelas, o processo de expulsão do gás residual é altamente prejudicial para o aglomerado que perde muitas e talvez todas as suas estrelas [5].

Todos os agrupamentos sofrem, portanto, perda significativa de peso infantil, enquanto uma grande fração sofre mortalidade infantil. As estrelas jovens assim liberadas de seu aglomerado natal tornam-se parte da população do campo galáctico. Como a maioria, senão todas as estrelas, se formam em aglomerados, os aglomerados de estrelas devem ser vistos como os blocos de construção fundamentais das galáxias. Os eventos violentos de expulsão de gás que moldam e destroem muitos aglomerados de estrelas no nascimento deixam sua marca nas estruturas morfológicas e cinemáticas das galáxias [6].

É comum que dois ou mais clusters abertos separados se formem a partir da mesma nuvem molecular. No Grande Nuvem de Magalhães, Ambas Hodge 301 e R136 estão se formando a partir dos gases do Nebulosa da Tarântula, enquanto em nossa própria galáxia, rastreando o movimento através do espaço dos Hyades e Praesepe, dois aglomerados abertos próximos, sugere que eles se formaram na mesma nuvem cerca de 600 milhões de anos atrás. [7]

Às vezes, dois clusters nascidos ao mesmo tempo formarão um cluster binário. O exemplo mais conhecido no via Láctea é o Cluster Duplo de 'h Persei' e '& # 967 Persei', mas sabe-se da existência de pelo menos mais 10 clusters duplos. [8]

Muitos mais são conhecidos no Pequeno e Grandes Nuvens de Magalhães são mais fáceis de detectar em sistemas externos do que em nossa própria galáxia, porque os efeitos de projeção podem fazer com que aglomerados não relacionados na Via Láctea apareçam próximos uns dos outros.

Morfologia e classificação

NGC 2158 é um aglomerado rico e concentrado em Gêmeos.

Os aglomerados abertos variam de aglomerados muito esparsos com apenas alguns membros a grandes aglomerações contendo milhares de estrelas. Eles geralmente consistem em um núcleo denso bastante distinto, rodeado por uma 'coroa' mais difusa de membros do cluster. O núcleo tem tipicamente cerca de 3 4 anos-luz de diâmetro, com a coroa se estendendo por cerca de 20 anos-luz do centro do cluster.A densidade típica de estrelas no centro de um aglomerado é de cerca de 1,5 estrelas por ano-luz cúbico (a densidade estelar perto do Sol é de cerca de 0,003 estrelas por ano-luz cúbico). [9]

Os clusters abertos são frequentemente classificados de acordo com um esquema desenvolvido por Robert Trumpler em 1930. O Esquema Trumpler dá a um cluster uma designação de três partes, com um numeral romano de I-IV indicando sua concentração e separação do campo estelar circundante (de forte a fracamente concentrado), um algarismo arábico de 1 a 3 indicando a faixa de brilho dos membros (de intervalo pequeno a grande), e p, m ou r para indicar se o cluster é pobre, médio ou rico em estrelas. A 'n'é anexado se o cluster estiver dentro da nebulosidade. [10]

Debaixo de Esquema Trumpler, as Plêiades são classificadas como I3rn (fortemente concentrado e ricamente povoado com presença de nebulosidade), enquanto as Hyades próximas são classificadas como II3m (mais dispersas e com menos membros).

Números e distribuição

NGC 346, um cluster aberto na Pequena Nuvem de Magalhães.

Existem mais de 1.000 aglomerados abertos conhecidos em nossa galáxia, mas o total verdadeiro pode ser até dez vezes maior do que isso. [11] Em galáxias espirais, aglomerados abertos são invariavelmente encontrados nos braços espirais, onde as densidades de gás são mais altas e, portanto, ocorre a maior parte da formação de estrelas, e os aglomerados geralmente se dispersam antes de terem tempo de viajar além de seu braço espiral. Aglomerados abertos estão fortemente concentrados perto do plano galáctico, com uma escala de altura em nossa galáxia de cerca de 180 anos-luz, em comparação com um raio galáctico de aproximadamente 100.000 anos-luz. [12]

Em galáxias irregulares, aglomerados abertos podem ser encontrados em toda a galáxia, embora sua concentração seja mais alta onde a densidade do gás é mais alta. Aglomerados abertos não são vistos em galáxias elípticas: a formação de estrelas cessou há muitos milhões de anos nas elípticas e, portanto, os aglomerados abertos que estavam originalmente presentes há muito se dispersaram.

Em nossa galáxia, a distribuição dos aglomerados depende da idade, com aglomerados mais antigos sendo encontrados preferencialmente em distâncias maiores do centro galáctico.

As forças de maré são mais fortes perto do centro da galáxia, aumentando a taxa de ruptura dos aglomerados, e também as nuvens moleculares gigantes que causam a ruptura dos aglomerados estão concentradas nas regiões internas da galáxia, portanto, os aglomerados nas regiões internas da galáxia tendem a se dispersar em uma idade mais jovem do que suas contrapartes nas regiões externas. [13]

Um aglomerado de estrelas com alguns milhões de anos no canto inferior direito ilumina a Nebulosa da Tarântula na Grande Nuvem de Magalhães.

Como os aglomerados abertos tendem a se dispersar antes que a maioria de suas estrelas chegue ao fim de suas vidas, a luz que emanam deles tende a ser dominada pelas estrelas azuis quentes e jovens.

Essas estrelas são as mais massivas e têm a vida mais curta em algumas dezenas de milhões de anos. Os aglomerados abertos mais antigos tendem a conter mais estrelas amarelas.

Alguns aglomerados abertos contêm estrelas azuis quentes que parecem ser muito mais jovens do que o resto do aglomerado. Esses retardatários azuis também são observados em aglomerados globulares e, nos núcleos muito densos dos globulares, acredita-se que surjam quando as estrelas colidem, formando uma estrela muito mais quente e massiva. No entanto, a densidade estelar em aglomerados abertos é muito menor do que em aglomerados globulares, e as colisões estelares não podem explicar o número de retardatários azuis observados. Em vez disso, pensa-se que a maioria deles provavelmente se origina quando as interações dinâmicas com outras estrelas fazem com que um sistema binário se aglutine em uma estrela. [14]

Depois de exaurirem seu suprimento de hidrogênio por meio da fusão nuclear, estrelas de média a baixa massa trocam suas camadas externas para formar uma nebulosa planetária e evoluir para anãs brancas. Enquanto a maioria dos aglomerados se dispersa antes de uma grande proporção de seus membros atingir o estágio de anã branca, o número de anãs brancas em aglomerados abertos ainda é geralmente muito menor do que seria esperado, dada a idade do aglomerado e a distribuição de massa inicial esperada de as estrelas.

Uma possível explicação para a falta de anãs brancas é que quando uma gigante vermelha expele suas camadas externas para se tornar uma nebulosa planetária, uma ligeira assimetria na perda de material poderia dar à estrela um 'impulso' de alguns quilômetros por segundo, o suficiente para ejetá-la do aglomerado. [15]

NGC 604 na Galáxia do Triângulo é um aglomerado aberto muito massivo cercado por uma região H II.

Muitos aglomerados abertos são inerentemente instáveis, com uma massa pequena o suficiente para que a velocidade de escape do sistema seja menor do que a velocidade média das estrelas constituintes.

Esses aglomerados se dispersarão rapidamente em alguns milhões de anos. Em muitos casos, a remoção do gás do qual o aglomerado formado pela pressão de radiação das estrelas jovens quentes reduz a massa do aglomerado o suficiente para permitir uma rápida dispersão.

Os aglomerados que têm massa suficiente para serem ligados gravitacionalmente uma vez que a nebulosa circundante tenha evaporado podem permanecer distintos por muitas dezenas de milhões de anos, mas com o tempo os processos internos e externos também tendem a dispersá-los. Internamente, encontros íntimos entre membros do cluster frequentemente resultarão no aumento da velocidade de um para além da velocidade de escape do cluster, o que resulta na 'evaporação' gradual dos membros do cluster.

Externamente, aproximadamente a cada meio bilhão de anos, um aglomerado aberto tende a ser perturbado por fatores externos, como passar perto ou através de uma nuvem molecular. As forças gravitacionais das marés geradas por tal encontro tendem a interromper o aglomerado.

Eventualmente, o aglomerado se torna um fluxo de estrelas, não perto o suficiente para ser um aglomerado, mas todas relacionadas e se movendo em direções semelhantes em velocidades semelhantes. A escala de tempo em que um cluster é interrompido depende de sua densidade estelar inicial, com clusters mais compactados persistindo por mais tempo. As meias-vidas estimadas do cluster, após as quais metade dos membros originais do cluster terão sido perdidos, variam de 150 a 800 milhões de anos, dependendo da densidade original. [16]

Depois que um aglomerado se torna desvinculado gravitacionalmente, muitas de suas estrelas constituintes ainda estarão se movendo através do espaço em trajetórias semelhantes, no que é conhecido como associação estelar, aglomerado móvel ou grupo móvel. Várias das estrelas mais brilhantes do 'Arado' da Ursa Maior são ex-membros de um aglomerado aberto que agora forma essa associação, neste caso, o grupo móvel da Ursa Maior. Eventualmente, suas velocidades relativas ligeiramente diferentes os verão espalhados por toda a galáxia.

Um cluster maior é então conhecido como um fluxo, se descobrirmos as velocidades e idades semelhantes de estrelas não relacionadas de outra forma.

Estudando a evolução estelar

Diagramas de Hertzsprung-Russell para dois clusters abertos.

O NGC 188 é mais antigo e mostra um desligamento mais baixo da sequência principal do que aquele visto no M67.

Quando um Diagrama de Hertzsprung-Russell é traçado para um aglomerado aberto, a maioria das estrelas encontra-se na sequência principal. As estrelas mais massivas começaram a evoluir para longe da sequência principal e estão se tornando gigantes vermelhos a posição do desligamento da sequência principal pode ser usada para estimar a idade do cluster.

Porque o estrelas em um aglomerado aberto estão quase à mesma distância da Terra, e nasceram mais ou menos na mesma época da mesma matéria-prima, as diferenças no brilho aparente entre os membros do cluster devem-se apenas à sua massa. Isso torna os clusters abertos muito úteis no estudo da evolução estelar, porque ao comparar uma estrela com outra, muitos dos parâmetros variáveis ​​são fixos.

O estudo das abundâncias de lítio e berílio em um aglomerado aberto, as estrelas podem fornecer pistas importantes sobre a evolução das estrelas e suas estruturas interiores. Enquanto os núcleos de hidrogênio não podem se fundir para formar o hélio até que a temperatura alcance cerca de 10 milhões de K, o lítio e o berílio são destruídos em temperaturas de 2,5 milhões de K e 3,5 milhões de K, respectivamente. Isso significa que suas abundâncias dependem fortemente de quanta mistura ocorre nos interiores estelares. Ao estudar sua abundância em estrelas do aglomerado aberto, variáveis ​​como idade e composição química são fixadas.

Estudos têm mostrado que a abundância desses elementos leves é muito menor do que os modelos de evolução estelar prevêem.

Embora a razão para essa subabundância ainda não seja totalmente compreendida, uma possibilidade é que a convecção em interiores estelares pode 'ultrapassar' em regiões onde a radiação é normalmente o modo dominante de transporte de energia. [17]

Aglomerados abertos e a escala de distância astronômica

M11, o Wild Duck Cluster é um aglomerado muito rico localizado em direção ao centro da Via Láctea.

Determinar as distâncias aos objetos astronômicos é crucial para entendê-los, mas a grande maioria dos objetos está muito longe para que suas distâncias sejam determinadas diretamente. A calibração da escala de distância astronômica depende de uma sequência de medições indiretas e às vezes incertas relacionando os objetos mais próximos, para os quais as distâncias podem ser medidas diretamente, a objetos cada vez mais distantes. Os clusters abertos são uma etapa crucial nesta sequência.

Os clusters abertos mais próximos podem ter sua distância medida diretamente por um de dois métodos.

Primeiro, o paralaxe (a pequena mudança na posição aparente ao longo de um ano causada pelo movimento da Terra de um lado de sua órbita ao redor do Sol para o outro) de estrelas em aglomerados abertos próximos pode ser medida, como outras estrelas individuais. Aglomerados como as Plêiades, Hyades e alguns outros dentro de cerca de 500 anos-luz estão próximos o suficiente para que este método seja viável, e os resultados do satélite de medição de posição Hipparcos renderam distâncias precisas para vários aglomerados. [18]

O outro método direto é o chamado método de agrupamento em movimento. Isso se baseia no fato de que as estrelas de um aglomerado compartilham um movimento comum através do espaço. Medir os movimentos adequados dos membros do agrupamento e traçar seus movimentos aparentes no céu revelará que eles convergem para um ponto de fuga.

A velocidade radial dos membros do cluster pode ser determinada a partir de Doppler shift medições de seus espectros, e uma vez que a velocidade radial, o movimento adequado e a distância angular do aglomerado ao seu ponto de fuga são conhecidos, a trigonometria simples revelará a distância até o aglomerado. Os Hyades são a aplicação mais conhecida deste método, o que revela que sua distância é de 46,3 parsecs. [19]

Uma vez que as distâncias para os aglomerados próximos tenham sido estabelecidas, outras técnicas podem estender a escala de distância para aglomerados mais distantes. Combinando a sequência principal no Diagrama de Hertzsprung-Russell para um cluster a uma distância conhecida com a de um cluster mais distante, a distância para o cluster mais distante pode ser estimada.

O aglomerado aberto mais próximo é o Hyades: a associação estelar que consiste na maioria das estrelas de Arado está a cerca de metade da distância das Hyades, mas é um associação estelar ao invés de um cluster aberto já que as estrelas não estão gravitacionalmente ligadas umas às outras. O mais distante aglomerado aberto conhecido em nossa galáxia é Berkeley 29, a uma distância de cerca de 15.000 parsecs. [20]

Aglomerados abertos também são facilmente detectados em muitas das galáxias do Grupo Local.

O conhecimento preciso das distâncias do cluster aberto é vital para calibrar a relação período-luminosidade mostrada por estrelas variáveis, como cefeida e RR Lyrae estrelas, o que permite que sejam usadas como velas padrão.

Essas estrelas luminosas podem ser detectadas a grandes distâncias e então usadas para estender a escala de distância para galáxias próximas no Grupo Local.


Palestras Blackboard do ano 2013

Introdução à estrutura estelar: Modelos iniciais de nosso Sol (Kelvin e modelos químicos). Prazos. Equações da estrutura estelar e os conhecimentos de física necessários para a evolução estelar. O diagrama de Hertzsprung-Russell. A sequência principal da idade zero em função da massa e da composição. | vídeo

Aula 2: 05 de dezembro às 10:00 em 0,01:

Queima nuclear em estrelas: Evolução da sequência principal e evolução da temperatura-densidade central. Redes de reação nuclear (pp, CNO, He-burning etc.). Nucleossíntese, a origem dos elementos. | vídeo

Aula 3: 06 de dezembro às 10:00 em 0,01:

Mistura de estrelas: Critérios de estabilidade. Convecção (Schwarzschild, Ledoux). Teoria do comprimento de mistura. Simulações hidrodinâmicas modernas. Mistura termohalina. Instabilidades rotacionais e seus efeitos na evolução massiva de estrelas. | vídeo

Aula 4: 10 de dezembro às 10:00 em 0,02:

Evolução pré e pós-sequência principal: Formação de estrelas, evolução da pré-sequência principal e a pista de Hayashi. Evolução pós-sequência principal e o destino final das estrelas. Rendimentos estelares. Evolução química galáctica. | vídeo

Aula 5: 12 de dezembro às 10:00 em 0,01:

Estrelas binárias e múltiplas: Propriedades fundamentais das estrelas binárias. Número de estrelas com companheiros, distribuições. Caminhos evolutivos únicos de estrelas binárias. As estrelas mais antigas da velha Galáxia e seus companheiros mortos. Supernovas do tipo Ia. Novas termonucleares. Técnicas de modelagem. | vídeo

  1. TheAIfAStarsandStellarEvolutioncourse http://www.astro.uni-bonn.de/∼nlanger/siu_web/teach_sse.html
  2. Uma introdução à Teoria da Estrutura Estelar e Evolução.D.Prialnik.ISBN-10: 0521866049 ISBN-13: 978-0521866040
  3. Estrutura e evolução estelar. R. Kippenhahn e A. Weigert ISBN-10: 3540580131 ISBN- 13: 978-3540580133
  4. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. D. Clayton. ISBN-10: 0226109534 ISBN- 13: 978-0226109534
  5. Uma introdução para fechar estrelas binárias. R.W. Hilditch. ISBN-10: 0521241065 ISBN-13: 978- 0521241069

Quarto 4A: Espectroscopia Astrofísica | Dra. Silvia Leurini

Aula 1: 07 de novembro às 10:00 em 0,01:

Introdução geral: noções básicas de espectroscopia molecular classificação de simetrias moleculares rotacional e vibracional estrutura de nível de energia. | vídeo

Aula 2: 13 de novembro às 10:00 em 0,01:

Coeficientes de Einstein, coeficientes de absorção, linhas, perfis, largura equivalente, curva de análise de crescimento | vídeo

Aula 3: 14 de novembro às 10:00 em 0,01:

Equações de transferência radiativa LTE, determinação do método de probabilidade de escape de densidades de coluna e diagramas rotacionais de profundidade óptica | vídeo

Aula 4: 15 de novembro em 09:00 em 0,02:

Ferramentas para investigar cubos de dados espectrais: inspeção visual de dados, análise de momento, diagramas PV | vídeo

  1. Espectros de átomos e moléculas, P.F. Bernath
  2. Espectrofísica: Princípios e Aplicações, Thorne, Litzen, Johansson
  3. Mestres astronômicos, M. Elitzur
  4. Physical Conditions in Regions of Star Formation, Evans 1999, ARA & ampA 37, 311
  5. Cálculo da densidade da coluna molecular, de Mangum & amp Shirley (https://safe.nrao.edu/wiki/pub/Main/MolInfo/ColumnDensityCalculation-MangumShirley.pdf)

Trimestre 3: Processos radiativos eletromagnéticos e gravitacionais| Dra. Kejia Li

Aula 1: 01 de outubro às 10:00 em 0,01:

Introdução, Revisão da eletrodinâmica: Maxwellequation - Lienard-Wiechertpotentials - Radiação de partícula única - descrição da radiação - polarização, padrão de feixe e espectro | vídeo

Aula 2: 02 de outubro às 10:00 em 0,01:

Radiação térmica e transferência de radiação: Radiação de corpo negro e distribuição de Bose-Einstein - Temperatura de brilho, temperatura de cor e temperatura efetiva - Fluxo, densidade de energia e intensidade de radiação - Coeficientes de Einstein, Radiação, absorção e profundidade óptica - Transferência de radiação - Espalhamento, equação de Kompaneets | vídeo

Aula 3: 04 de outubro às 10:00 em 0,01:

Propagação de ondas no plasma: Comprimento de Debye e frequência plasmática - Tensor dielétrico, relação de dispersão, diagrama CMA - Dispersão, rotação Faraday e Efeito Tsytovitch-Razin - Radiação Cherenkov | vídeo

Aula 4: 08 de outubro às 10:00 em 0,01:

Radiação de ciclotron, síncrotron e curvatura: Radiação de ciclotron - Radiação síncrotron - Radiação de curvatura - A estrutura unificada | vídeo

Aula 5: 09 de outubro às 10:00 em 0,01:

Espalhamento Compton e Compton inverso: Espalhamento de Thompson - Espalhamento de Compton - Espalhamento de Compton inverso - Processos de pares - Limite de Eddington, Bremsstrahlung, linha espectral: | vídeo

Aula 6: 10 de outubro às 10:00 em 0,01:

Radiação de onda gravitacional: Tratamentos de ordem de magnitude - Fórmula quadrupolar - Polarização da onda gravitacional - Evolução binária e porque precisamos da relatividade numérica - Detecção da onda gravitacional | vídeo

Trimestre 1: Escrita Científica| Prof. Rob Izzard

O curso de Redação Científica consiste em aulas semanais de duas horas que serão ministradas das 10h15 às 12h todas as quartas-feiras no Argelander Institute for Astronomy, sala 0,008. As aulas consistem em aproximadamente 45 minutos de tutorial seguido de exercícios interativos. Espera-se que você faça suas próprias anotações, embora os slides da aula sejam fornecidos em formato digital (veja o cronograma abaixo). O curso não traz pontos de crédito, mas as atribuições podem estar vinculadas a outros cursos (com crédito) e, portanto, são inestimáveis ​​na redação de sua tese futura. O curso é ministrado principalmente por Robert Izzard. Use a página de feedback: o código de login será fornecido na aula.

Se você está interessado em participar do curso, envie um e-mail assim que possível. Como as vagas são limitadas na sala 0,008, a prioridade será para aqueles que são alunos de Mestrado ou que levam a sério a realização de todo o curso.

Uma boa comunicação é a chave para se tornar conhecido no mundo científico. Se você não consegue escrever, e não consegue escrever bem, seus artigos terão dificuldade em causar impacto - presumindo que sejam publicados.

Por que tantos bons cientistas lutam para colocar seus pensamentos no papel? Este curso visa superar esse obstáculo, mostrar que por ser um cientista pode pensar e escrever de forma lógica, clara e precisa. A maior parte do curso é sobre como estruturar seus artigos, mas uma parte considerável também é sobre estilo e o idioma inglês. As aulas são principalmente interativas com ênfase no aprender fazendo.


Noticias & Eventos

A cada semana, o departamento recebe um importante especialista em física ou área relacionada, de dentro ou de fora da Tufts, para falar e responder a perguntas sobre seu trabalho. As palestras são projetadas para serem acessíveis a qualquer pessoa com conhecimento de graduação em física. Eles são uma parte importante de nossa comunidade intelectual, oferecendo uma oportunidade de nos reunirmos e aprender sobre os desenvolvimentos atuais mais empolgantes dentro e ao redor de nosso campo comum, com as pessoas que os estão fazendo acontecer.

Salvo indicação em contrário, todos os colóquios são realizados às sextas-feiras às 15h00 na Sala 401 do Collaborative Learning and Innovation Complex (CLIC) na 574 Boston Avenue em Medford.

Primavera de 2020

Abstrato:
Para ser postado.

Sexta-feira, 31 de janeiro
Como fazer um enorme halo estelar
Eric Peng, Universidade de Pequim

Abstrato:
As galáxias mais massivas do Universo consistem principalmente de estrelas que são ricas em elementos pesados ​​("metais"), mas esses gigantes também estão envoltos em um halo estelar estendido que é antigo e pobre em metais.Essa dicotomia é destacada pela onipresença de antigos aglomerados de estrelas globulares pobres em metais nos halos de galáxias, que apontam para uma época de formação estelar que foi precoce e rápida. De onde vêm os halos estelares e por que são tão diferentes das populações estelares dominantes nas galáxias que os hospedam? Apresentarei trabalhos observacionais recentes sobre as regiões mais densas do Universo próximo & mdash os núcleos de dois dos aglomerados de galáxias mais próximos, os aglomerados de Virgo e Coma & mdash e discutirei como sistemas estelares de baixa massa, como aglomerados globulares e galáxias anãs, estão nos informando sobre o história de montagem de suas contrapartes massivas.

Abstrato:
Instalações de computação em grande escala e data centers estão usando energia elétrica em uma taxa cada vez maior. As projeções sugerem que um futuro computador de & quotexescala & quot exigirá a saída de energia de uma usina nuclear típica - uma situação claramente insustentável. Uma abordagem para lidar com esse problema é construir um computador com todos os elementos supercondutores, que dissipam muito pouca energia. Tal computador teria que ser resfriado a temperaturas criogênicas, portanto, deve ser extremamente eficiente em termos de energia para justificar a complexidade e os custos adicionais associados ao resfriamento.

Circuitos lógicos supercondutores rápidos e confiáveis ​​existem há mais de 30 anos, o que está faltando é uma memória criogênica de alta densidade, rápida e com baixo consumo de energia. Memórias magnéticas que funcionam em temperatura ambiente já estão disponíveis comercialmente. Cada elemento de memória contém dois ímãs muito pequenos, cujos pólos norte podem apontar paralelos ou antiparalelos um ao outro. O estado do elemento é lido medindo sua resistência elétrica. Mas como podemos incorporar essas estruturas magnéticas em circuitos supercondutores, que têm resistência elétrica zero? A resposta está em um dispositivo denominado "junção Josephson", que é um sanduíche que consiste em dois supercondutores com um não supercondutor entre eles. Se colocarmos a estrutura magnética dentro do sanduíche, as propriedades da junção Josephson dependem do estado magnético - paralelo ou antiparalelo - dos dois pequenos ímãs internos. Demonstramos duas maneiras diferentes de controlar as propriedades das junções Josephson, que poderiam então ser usadas como & quotbits & quot de um grande array de memória. Nesse ínterim, nossos colaboradores na Northrop Grumman Corporation projetaram circuitos supercondutores que podem "escrever" os estados magnéticos e "ler" as propriedades das junções Josephson na matriz. No final da palestra, mencionarei o que precisa ser feito para transformar esses resultados em um computador supercondutor real.

Abstrato:
O Grande Colisor de Hádrons do CERN, em Genebra, Suíça, acelera prótons às energias mais altas atualmente em operação. Uma pequena fração das colisões, cerca de dez em um trilhão, envolve as interações de quanta de força fraca que residem dentro dos prótons. Discutirei como essas interações produzem o bóson de Higgs recém-descoberto e como ele pode servir como um portal experimental para setores desconhecidos de partículas elementares, como a matéria escura. Também descreverei os desafios técnicos de salvar essas frações minúsculas de colisões de força fraca.

Sexta-feira, 21 de fevereiro
Células como cristais líquidos vivos e o papel dos defeitos topológicos
Francesca Serra, Universidade Johns Hopkins

Abstrato:
Vários tipos de células vivas são alongadas, alinham-se umas com as outras e atingem espontaneamente uma ordem de orientação de longo alcance. Todas essas características os tornam notavelmente semelhantes aos cristais líquidos. No entanto, ao contrário dos cristais líquidos tradicionais, as células podem deformar, mover e se multiplicar. Nesse sistema especial de cristal líquido, examinamos os defeitos topológicos, as regiões onde as células não podem se alinhar. Esses defeitos afetam a organização de densas monocamadas de células e podem ter um papel na formação de estruturas 3D e na distribuição de tensões mecânicas nos tecidos. Usamos dicas topográficas para orientar a orientação local das células e, dessa forma, podemos acessar tipos de defeitos que não são tipicamente observados em monocamadas de células. Comparamos diferentes tipos de células, como fibroblastos e células epiteliais, e observamos seus diferentes comportamentos na proximidade de defeitos. Em seguida, pretendemos extrair parâmetros físicos relevantes e correlacioná-los com as propriedades das células.

Abstrato:
Por que os alunos cometem erros em problemas de física? Erros que contradizem diretamente o que foi ensinado? Erros que não surgem do fracasso em lembrar a fórmula correta? Nas últimas décadas, os pesquisadores da educação física têm se concentrado em uma explicação convincente: os alunos chegam à sala de aula com ideias pré-formadas sobre como o mundo funciona. Mesmo que eles possam misturar essas idéias com aquelas apresentadas na instrução formal, as concepções anteriores geralmente vencem. De acordo com esses relatos, o conhecimento prévio dos alunos foi construído por meio de processos racionais, embora imperfeitos, de observação e análise, e quaisquer ideias novas ou diferentes apresentadas em sala de aula devem ser construídas da mesma forma, e não simplesmente recebidas. Descobrir quais ideias os alunos trazem com eles para a sala de aula e como levá-las em consideração provou ser um programa de pesquisa complexo e multifacetado que influenciou significativamente o ensino de física. No entanto, nem sempre é o caso de os alunos produzirem respostas incorretas por meio de inferências lógicas com base em premissas incorretas ou inadequadas - muitas vezes eles não sabem Por quê eles escolheram uma determinada resposta, apenas que parece certo. As teorias do "processo dual" sugerem que suas respostas podem não ser baseadas no chamado pensamento "quotslow", que é deliberado e trabalhoso. Em vez disso, eles podem ser baseados no chamado pensamento & quotrápido & quot, que é automático e sem esforço. A ideia básica é que os alunos imediatamente e sem esforço formem uma primeira impressão de um problema de física. Se essa impressão for considerada satisfatória, ela será adotada. Caso contrário, segue-se um processo deliberado e analítico. Acredita-se que essa sequência não pode ser & desativada & quot. Ou seja, uma primeira impressão sempre será formada. Se for atraente e os benefícios de se envolver em um pensamento mais intenso não forem óbvios, o aluno pode responder incorretamente, mascarando seu conhecimento conceitual. Nesta palestra, discutirei os esforços recentes para melhorar Ambas compreensão conceitual e habilidades de raciocínio. Os exemplos serão escolhidos da física de nível universitário do primeiro ano.

Abstrato:
Discutirei uma ponte entre uma descrição "fundamental" do universo primordial e as observações mais recentes que temos do satélite PLANCK. Certas anomalias no CMB trazem à tona uma tensão entre o modelo cosmológico ΛCDM de seis parâmetros padrão e as observações. A equipe PLANCK comentou: ". Se alguma anomalia tiver origem primordial, então sua natureza em grande escala sugeriria uma explicação enraizada na física fundamental. Portanto, vale a pena explorar quaisquer modelos que possam explicar uma anomalia (melhor ainda, anomalias múltiplas) naturalmente, ou com muito poucos parâmetros. " Mostrarei que essa possibilidade é realizada dentro da Cosmologia Quântica de Loop, onde o espectro de potência primordial é modificado devido à escala de física de Planck. Conforme solicitado pelos organizadores, a palestra é dirigida a um público amplo e, em particular, não assumirá familiaridade com a gravidade quântica.

Sexta-feira, 13 de março
Sem colóquio. Um dia antes das férias de primavera.

Sexta-feira, 20 de março
Sem colóquio. Férias de primavera.

Sexta-feira, 27 de março - Cancelado
Anna Sajina, Universidade Tufts

Sexta-feira, 3 de abril - Cancelado
Neta Bahcall, Universidade de Princeton

Sexta-feira, 10 de abril - Cancelado
Paul Humphreys, Universidade da Virgínia

Sexta-feira, 17 de abril - Cancelado
Eleni Katafori, Universidade da Filadélfia

Sexta-feira, 24 de abril - Cancelado
Greg Rutledge, Instituto de Tecnologia de Massachusetts

Outono 2019

Sexta-feira, 6 de setembro
Comemoração do 50º aniversário da Tufts do Professor Gary R. Goldstein
Simonetta Liuti, Universidade da Virgínia / Leonard Gamberg, Penn State Berks

Abstrato:
O Departamento de Física e Astronomia orgulhosamente celebra o 50º aniversário do Professor Gary R. Goldstein na Tufts University. Honraremos as contribuições do Professor Goldstein aos campos de alta energia teórica e física nuclear, pesquisa em educação científica e vida acadêmica em Tufts, com palestrantes convidados e uma recepção.

Abstrato:
As folhas deformáveis ​​são onipresentes na natureza e na indústria em uma vasta gama de escalas, do grafeno à folha de metal e à crosta terrestre. As planilhas também são essenciais para aplicações avançadas, incluindo eletrônica flexível e satélites ou abrigos de emergência implantáveis. No entanto, ainda estamos trabalhando para entender como as folhas elásticas se deformam sob um carregamento relativamente simples, desde a seleção de uma forma geral até os detalhes microestruturais finos. Discutirei um conjunto de experimentos usando filmes interfaciais e membranas infladas para resolver problemas que abrangem toda essa gama. Descreverei como um filme de polímero ultrafino enrolado em uma gota de líquido adota formas altamente não simétricas à medida que o tamanho da gota diminui e como essa seleção de forma geral pode ser entendida usando um modelo geométrico simples. Essa descoberta revela uma conexão fundamental entre filmes interfaciais e balões de mylar. Inspirados por essa conexão, estamos conduzindo experimentos usando membranas infladas para descobrir como as rugas sinusoidais suaves fazem a transição para "dobras" agudas, um padrão de flambagem que parece ser um bloco de construção genérico para folhas confinadas.

Abstrato:
O aprendizado de máquina moderno teve um impacto descomunal em muitos campos científicos, e a física de partículas não é exceção. O que é especial sobre a física de partículas, porém, é a vasta quantidade de conhecimento teórico e experimental que já temos sobre muitos problemas na área. Neste colóquio, apresento dois estudos de caso envolvendo cromodinâmica quântica (QCD) no Large Hadron Collider (LHC), destacando a fascinante interação entre princípios teóricos e estratégias de aprendizado de máquina. Em primeiro lugar, ao catalogar o espaço de todas as medições de QCD possíveis, (re) descobrimos a tecnologia relevante para carros autônomos. Em segundo lugar, ao quantificar a similaridade entre duas colisões do LHC, desbloqueamos uma classe de técnicas de aprendizado de máquina não paramétricas com base no transporte ideal. Além de fornecer novos insights quantitativos sobre QCD, essas técnicas permitem novas maneiras de visualizar dados do LHC.

Abstrato:
Acredita-se que as fusões e interações entre galáxias desempenhem um papel fundamental na evolução das galáxias. Essas colisões podem afetar muitas propriedades importantes da galáxia, como sua estrutura física, suas taxas de formação de estrelas e o crescimento de seus buracos negros centrais. No entanto, os detalhes desse papel, e como ele mudou ao longo da era do Universo, ainda é uma questão de muito debate. Ambos os modelos teóricos e algumas observações recentes sugeriram que as fusões não desempenham um papel dominante no início do Universo, mas que muito do crescimento em massa das galáxias pode ser atribuído a processos seculares, como instabilidades de disco. Apresentarei os resultados de uma análise detalhada de vários comprimentos de onda de galáxias selecionadas para ter taxas de formação de estrelas muito altas no início do Universo, na época-chave em que a maioria das estrelas no Universo se formou. Ao estudar a estrutura e morfologia desses objetos, podemos colocar restrições em seus históricos de fusão e quantificar como tal evento influencia a taxa geral de formação de estrelas. Também discutirei planos para trabalhos futuros usando novas instalações, a fim de melhor compreender e quantificar a importância desta função.

Sexta-feira, 4 de outubro
Mini-palestras para professores
Membros do corpo docente de física e astronomia

Abstrato:
Os membros do corpo docente de Física e Astronomia darão breves,

4 minutos de palestras sobre seus interesses de pesquisa. Esta sessão permitirá que alunos de graduação e pós-graduação interessados ​​aprendam sobre oportunidades de pesquisa em potencial. Mesmo para alunos que não procuram cargos de pesquisa, essa é uma ótima maneira de aprender mais sobre a variedade de tópicos que estão sendo trabalhados no Departamento. Membros da Society of Physics Students (SPS) também estarão presentes para apresentar seu grupo e compartilhar os benefícios da associação.

Abstrato:
Simulações prevêem que a evolução da galáxia é regulada pelo acréscimo, expulsão, resfriamento e aquecimento do gás nos halos que circundam as galáxias a centenas de quiloparsecs. Quasares distantes podem ser usados ​​para retroiluminar e detectar gás circungaláctico em absorção e, até o momento, dezenas de milhares de absorvedores intervenientes foram detectados em grandes levantamentos espectroscópicos de quasares. No entanto, os desafios observacionais de conectar o gás absorvente às galáxias hospedeiras há muito limitam a utilidade de até mesmo vastas amostras de absorção de quasar para uma melhor compreensão observacional da ligação entre o meio circungaláctico e a evolução da galáxia. Apresentarei os resultados de uma nova técnica de emparelhamento de espectroscopia de quasar baseada no solo com imagens infravermelhas do Telescópio Espacial Hubble e observações grism para estudar o meio circungaláctico de galáxias no redshift z = 1,2 (5 bilhões de anos após o Big Bang). A natureza sem fenda das observações de granulação permite medições dos ambientes do grupo, inclinações e taxas de formação de estrelas para esta amostra considerável de galáxias com e sem absorção circungaláctica. Os resultados fornecem percepções convincentes sobre as origens do gás halo frio enriquecido com metal e o potencial de condução do vento de suas galáxias hospedeiras perto da época de pico da formação de estrelas.

Sexta-feira, 18 de outubro
As chaves para o sucesso. Estão em algum lugar no fundo da minha bolsa
Nancy Gray, Gordon Research Conferences

Abstrato:
O título desta apresentação deve sugerir que claramente não sou um especialista nas chaves do sucesso. No entanto, a apresentação destaca minha trajetória de carreira tortuosa, algumas das "lições" que aprendi nos últimos 30 anos e as "coisas que sei agora", mas "gostaria de ter sabido naquela época".

Nancy Ryan Gray é a atual presidente e diretora executiva das Gordon Research Conferences. Nancy recebeu seu B.S. graduada em química pela University of Notre Dame em 1981 e seu Ph.D. em Química de Combustível pela Universidade Estadual da Pensilvânia em 1985. Antes de ingressar na GRC, Nancy atuou como Diretora de Membros da American Chemical Society e como Especialista em Pesquisa em Química Orgânica na Exxon Production Research Company (agora Exxon / Mobile). Nancy atua no Conselho de Administração da Ligand Pharmaceuticals desde agosto de 2017. Ela também recebeu o Prêmio Providence Business News de Líder do Setor para Organizações Sem Fins Lucrativos de 2013. Nancy é membro da Royal Society of Chemistry, membro da American Association for the Advancement of Science e membro da American Chemical Society. Nancy recebeu um Doutorado honorário em Letras Humanas do Colby-Sawyer College em 2019 por sua liderança e compromisso com as Conferências de Pesquisa Gordon e a comunidade científica.

Abstrato:
Sabemos que muitas estrelas da pré-sequência principal são rodeadas por discos protoplanetários, mas como esses discos evoluem para sistemas planetários é uma questão fundamental na Astronomia. Sabe-se que estrelas jovens e seus discos são extremamente variáveis, mas não está claro como essa variabilidade pode influenciar os planetas durante sua formação. Esta palestra irá revisar as principais observações dos discos protoplanetários e suas estrelas jovens, com foco na variabilidade de vários comprimentos de onda. Para concluir, discutirei as possibilidades de progresso futuro nos estudos no domínio do tempo desses jovens sistemas.

Sexta-feira, 1 de novembro
Medo de um Universo Escuro
Stephon Alexander, Brown University

Abstrato:
Tanto o nosso modelo padrão de física de partículas quanto a relatividade geral desfrutaram de um punhado de confirmações experimentais de precisão. A descoberta da energia escura, compreendendo a maior parte da densidade de energia do universo, apresenta sérios problemas tanto para os paradigmas subjacentes da relatividade geral quanto para o modelo padrão, apesar de seus sucessos. Este complexo de enigmas observacionais e teóricos é freqüentemente referido como a constante cosmológica ou sua encarnação moderna - o problema da energia escura. Neste colóquio, após uma introdução pedagógica aos problemas das constantes cosmológicas, irei fornecer algumas novas direções promissoras, motivadas pela gravidade quântica e gravidade modificada, que têm a promessa de abordar as questões que envolvem a energia escura, com possíveis previsões para futuros experimentos de ondas gravitacionais. .

Quinta-feira, 7 de novembro
Kathryn A. McCarthy Lectureship
Xiaowei Zhuang, Harvard University

Abstrato:
Dentro de uma célula, milhares de genes diferentes funcionam coletivamente para dar origem ao comportamento celular. Compreender os comportamentos emergentes das células requer imagens na escala do genoma, o que promete transformar nossa compreensão em muitas áreas da biologia, como a regulação da expressão gênica, o desenvolvimento do destino celular e a organização de diferentes tipos de células em tecidos complexos. Desenvolvemos um método de imagem de transcriptoma de célula única, MERFISH, que permite imagens de RNA na escala do genoma - ou seja, imagens simultâneas e quantificação de milhares de genes - em células individuais. Essa abordagem permite o delineamento de redes regulatórias de genes, o mapeamento de distribuições moleculares dentro das células e a identificação e mapeamento de tipos distintos de células em tecidos complexos. Também estendemos esta abordagem para obter imagens de vários loci genômicos e rastrear a organização 3D do DNA no núcleo da célula. Descreverei o desenvolvimento da tecnologia do MERFISH e suas aplicações, enfocando o atlas de células de tecidos complexos e a organização 3D do genoma.

Sexta-feira, 15 de novembro
A física da automontagem do vírus
Vinothan Manoharan, Harvard School of Engineering and Applied Sciences

Abstrato:
Os vírus simples consistem em RNA e proteínas que formam uma casca (chamada de capsídeo) que protege o RNA. O capsídeo é altamente ordenado, com as proteínas sendo organizadas em uma concha icosaédrica. Muitos vírus simples são auto-montados: você pode misturar o RNA e as proteínas do capsídeo em um tubo de ensaio, e eles irão formar vírus infecciosos espontaneamente com alto rendimento (não se preocupe - nenhum dos vírus que discutirei irá infectar você, a menos que você seja uma bactéria). Este resultado sugere que podemos entender a automontagem do vírus de RNA do ponto de vista da física estatística. A questão central é como um processo aleatório como a automontagem pode levar a um alto rendimento de vírus bem formados. Para responder a esta questão, desenvolvemos uma técnica interferométrica que nos permite medir a dispersão de partículas virais individuais (bacteriófago MS2) em escalas de tempo que variam de 1 ms a 1000 s. Comparando a intensidade espalhada com a do vírus do tipo selvagem, inferimos a massa de proteínas que se anexaram ao RNA central em função do tempo. Descobrimos que as partículas individuais crescem até quase o tamanho total em um curto período de tempo após um período de retardo muito mais longo.A distribuição dos tempos de atraso sugere que a montagem segue uma via de nucleação e crescimento. Discutirei como esse caminho pode permitir que o vírus se reúna com um rendimento tão alto.

Sexta-feira, 22 de novembro
Explosões cósmicas e aceleradores cósmicos
Regina Caputo, NASA

Abstrato:
A astronomia de raios gama é a ciência dos extremos. O verão de 2017 marcou o início da era da astrofísica multimessenger e o Telescópio Espacial Fermi Gamma-ray esteve na vanguarda. Agora podemos observar o universo não apenas com luz, mas também com ondas gravitacionais e partículas. Quando duas estrelas feitas do material mais denso do universo se chocaram, Fermi observou uma explosão de raios gama. Ao mesmo tempo, a onda gravitacional desta explosão foi observada com o Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO), iniciando uma campanha de quase todos os telescópios do mundo para observar o evento resultante. Poucos meses depois dessa descoberta, Fermi também observou uma galáxia distante acelerando partículas a energias extremas, resultando em mais raios gama do que jamais havia produzido. Durante esse tempo, o Observatório de Neutrinos do Pólo Sul do IceCube detectou um neutrino de alta energia que nos informa sobre os componentes fundamentais das partículas aceleradas. Esses mensageiros observados juntamente com os raios gama do Telescópio Espacial Fermi de raios gama revolucionaram nossa compreensão do universo extremo.

Sexta-feira, 29 de novembro
Nenhum colóquio devido ao feriado de Ação de Graças.

Abstrato:
Preparação, manipulação e medição de estado quântico de alta fidelidade são os três pilares de qualquer plataforma de processamento de informação quântica. Nesta palestra, descreverei um novo paradigma chamado PIQUE (ou Engenharia Quântica Induzida Parametricamente), que aborda todos os três desafios em uma estrutura unificada que emprega interações moduladas parametricamente entre sistemas quânticos. Na primeira parte da minha palestra, vou me concentrar em como as interações induzidas parametricamente estimularam novas funcionalidades no campo da amplificação limitada quântica não recíproca. Na segunda parte da palestra, discutirei como essas interações podem ser potencializadas para a engenharia de estado quântico, especificamente o controle dissipativo de alta fidelidade e a estabilização do emaranhamento. Finalmente, comentarei sobre algumas novas oportunidades possibilitadas por sistemas paramétricos para explorar a física fundamental de sistemas quânticos abertos.


Assista o vídeo: Dlaczego gwiazdy świecą? (Agosto 2022).