Astronomia

Alguém pode explicar este estranho filamento de poeira galáctica perto do LMC?

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Examinando a projeção Aitoff de polarização de 353 GHz do Planck, percebi um aparente filamento de poeira movido magneticamente subindo abruptamente do campo ß galáctico na região polar S do Camaleão-Mensa. Ele flui por ~ 25 ° antes de diminuir em Eridanus. Parece estar associado a aglomerados de cirros galácticos 80 PC abaixo do plano do disco. A imagem do Planck 353 GHz está aqui, e uma rápida pesquisa do cromoscópio em óptico, NIR, FIT mm / µm e 21 cm está aqui. É mencionado em apenas alguns artigos incl. Besla / Martinez-Delgado 2015, mas não houve nenhum estudo específico de sua morfologia incomum. Parece um jato impulsionado magneticamente, mas se origina de uma região desprovida de atividade de alta energia. Se for uma corrente de Birkeland, é muito estranha. Eu me pergunto se é um antigo SN 1a remanescente do tipo Hercules Loop e Aquila Rift baseado em filamentos de extinção tênue na projeção Schlegel 1998 S Polar e 4 outros Planck Aitoffs que parecem sugerir traços de uma antiga feição circular. Alguma sugestão?


Imagem: As Nuvens de Magalhães e um filamento interestelar

Crédito: ESA e a Colaboração Planck

Retratadas nesta imagem do satélite Planck da ESA estão as duas Nuvens de Magalhães, entre as companheiras mais próximas da Via Láctea. A Grande Nuvem de Magalhães, a cerca de 160.000 anos-luz de distância, é a grande bolha vermelha e laranja próxima ao centro da imagem. A Pequena Nuvem de Magalhães, a cerca de 200.000 anos-luz de nós, é o objeto de forma vagamente triangular no canto inferior esquerdo.

Com cerca de dez e sete bilhões de vezes a massa do nosso Sol, respectivamente, são classificadas como galáxias anãs. Como comparação, a Via Láctea e outra de suas vizinhas, a galáxia de Andrômeda, possuem massas de algumas centenas de bilhões de massas solares cada.

As Nuvens de Magalhães não são visíveis nas altas latitudes do norte e foram introduzidas na astronomia europeia apenas na virada do século XVI. No entanto, eles eram conhecidos há muito tempo por muitas civilizações do hemisfério sul, bem como por astrônomos do Oriente Médio.

O Planck detectou a poeira entre as estrelas que permeiam as Nuvens de Magalhães enquanto inspeciona o céu para estudar a radiação cósmica de fundo - a luz mais antiga do Universo - em detalhes sem precedentes. Na verdade, o Planck detectou emissão de virtualmente qualquer coisa que brilhou entre ele e o fundo cósmico em suas freqüências sensíveis.

Essas contribuições de primeiro plano incluem muitas galáxias, próximas e distantes, bem como material interestelar na Via Láctea. Os astrônomos precisam removê-los para acessar a riqueza de informações cósmicas contidas na luz antiga. Mas, como bônus, eles podem usar as observações em primeiro plano para aprender mais sobre como as estrelas se formam nas galáxias, incluindo a nossa.

A poeira interestelar do meio difuso que permeia nossa galáxia pode ser vista como a mistura de nuvens vermelhas, laranja e amarelas na parte superior desta imagem, que pertencem a um grande complexo de formação de estrelas na constelação do sul, Camaleão.

Além disso, um filamento também pode ser visto se estendendo das nuvens densas do Camaleão, no canto superior esquerdo, em direção ao canto oposto da imagem.

Aparentemente localizado entre as duas Nuvens de Magalhães, vistas de Planck, este filamento empoeirado está na verdade muito mais perto de nós, apenas cerca de 300 anos-luz de distância. A imagem mostra o quão bem essa estrutura está alinhada com o campo magnético da galáxia, que é representado como a textura da imagem e foi estimado a partir das medições de Planck.

Ao comparar a estrutura do campo magnético e a distribuição da poeira interestelar na Via Láctea, os cientistas podem estudar a distribuição relativa das nuvens interestelares e o campo magnético ambiente. Enquanto no caso da nuvem filamentar retratada nesta imagem, a estrutura está alinhada com a direção do campo magnético, nas nuvens mais densas onde as estrelas formam filamentos tendem a ser perpendiculares ao campo magnético interestelar.

A parte inferior direita da imagem é uma das áreas mais fracas do céu nas frequências de Planck, com os tons de azul indicando concentrações muito baixas de poeira cósmica. Da mesma forma, a estrutura semelhante a redemoinhos da textura é causada principalmente pelo ruído do instrumento, e não por características reais no campo magnético.

A emissão da poeira é calculada a partir de uma combinação de observações do Planck a 353, 545 e 857 GHz, enquanto a direção do campo magnético é baseada nos dados de polarização do Planck a 353 GHz. A imagem mede cerca de 40º.


Herschel revela filamento repleto de galáxias

O Observatório Espacial Herschel descobriu um filamento gigante repleto de galáxias em chamas com bilhões de novas estrelas. O filamento conecta dois aglomerados de galáxias que, junto com um terceiro aglomerado, se agruparão em vários bilhões de anos e darão origem a um dos maiores superaglomerados de galáxias do universo. Crédito da imagem: ESA / NASA / JPL-Caltech / CXC / McGill Univ.

(Phys.org) - Uma equipe de pesquisa liderada por McGill usando o Observatório Espacial Herschel descobriu um filamento gigante cheio de galáxias em chamas com bilhões de novas estrelas. O filamento conecta dois aglomerados de galáxias que, junto com um terceiro aglomerado, se esmagarão e darão origem a um dos maiores superaglomerados de galáxias do universo.

O filamento é a primeira estrutura desse tipo observada em uma era crítica de formação cósmica, quando coleções colossais de galáxias chamadas de superaglomerados começaram a tomar forma. A ponte galáctica brilhante oferece aos astrônomos uma oportunidade única de explorar como as galáxias evoluem e se fundem para formar superaglomerados.

"Estamos entusiasmados com este filamento, porque pensamos que a intensa formação de estrelas que vemos em suas galáxias está relacionada à consolidação do superaglomerado circundante", disse Kristen Coppin, pós-doutoranda em astrofísica na McGill e autora principal de um novo artigo em Astrophysical Journal Letters.

"Esta ponte luminosa de formação de estrelas nos dá um instantâneo de como a evolução da estrutura cósmica em escalas muito grandes afeta a evolução das galáxias individuais presas nela", disse Jim Geach, um co-autor também baseado em McGill.

O filamento intergaláctico, contendo centenas de galáxias, se estende por 8 milhões de anos-luz e liga dois dos três aglomerados que formam um superaglomerado conhecido como RCS2319. Este superaglomerado emergente é um objeto excepcionalmente raro e distante, cuja luz levou mais de sete bilhões de anos para chegar até nós.

RCS2319 é ​​o assunto de um grande estudo observacional, liderado pela Professora Tracy Webb e seu grupo no Departamento de Física de McGill. Observações anteriores em luz visível e de raios-X encontraram os núcleos dos aglomerados e sugeriram a presença de um filamento. Só depois que os astrônomos treinaram Herschel na região, entretanto, a intensa atividade de formação de estrelas no filamento se tornou clara. A poeira obscurece grande parte da atividade de formação estelar no início do universo, mas telescópios como o Herschel podem detectar o brilho infravermelho dessa poeira à medida que é aquecida por estrelas nascentes.

A quantidade de luz infravermelha sugere que as galáxias no filamento estão produzindo o equivalente a cerca de 1.000 massas solares (a massa do nosso Sol) de novas estrelas por ano. Para efeito de comparação, nossa galáxia, a Via Láctea, está produzindo cerca de uma massa solar de novas estrelas por ano.

Os pesquisadores atribuem o ritmo acelerado da formação de estrelas no filamento ao fato de que as galáxias dentro dele estão sendo comprimidas em um volume cósmico relativamente pequeno sob a força da gravidade. "Uma alta taxa de interações e fusões entre galáxias pode estar perturbando os reservatórios de gás das galáxias, desencadeando explosões de formação de estrelas", disse Geach.

Ao estudar o filamento, os astrônomos serão capazes de explorar a questão fundamental de se "natureza" versus "criação" é mais importante na progressão da vida de uma galáxia. "A evolução de uma galáxia é dominada por propriedades intrínsecas, como massa total, ou os ambientes cósmicos em larga escala determinam em grande parte como as galáxias crescem e mudam?" Geach perguntou. "O papel do meio ambiente em influenciar a evolução galáctica é uma das principais questões da astrofísica moderna."

As galáxias no filamento RCS2319 irão eventualmente migrar em direção ao centro do superaglomerado emergente. Nos próximos sete a oito bilhões de anos, os astrônomos acham que o RCS2319 se parecerá com superaglomerados gigantescos no universo local, como o aglomerado Coma nas proximidades. Esses aglomerados avançados estão repletos de galáxias elípticas "vermelhas e mortas" que contêm estrelas avermelhadas envelhecidas em vez de estrelas jovens.

"As galáxias que estamos vendo como explosões estelares em RCS2319 estão destinadas a se tornarem galáxias mortas nas garras gravitacionais de uma das estruturas mais massivas do universo", disse Geach. "Estamos capturando-os no estágio mais importante de sua evolução."


Meu Deus. Ele * está * cheio de estrelas.

Tenho escrito muito sobre o centro galáctico ultimamente, mas, em minha defesa, é um lugar vivaz. Tem um buraco negro gigantesco, está lançando enormes bolhas de gás tão quentes que emitem raios X e, claro, há muitas estrelas lá.

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Na verdade, é difícil vê-los diretamente, porque também há muita poeira entre nós e o núcleo galáctico, e esse lixo é opaco à luz visível. Tendemos a vê-lo em silhueta, aglomerados e nuvens e serpentinas e filigranas, escuro contra a luz que vem das miríades de estrelas atrás dele.

Mas se você olhar no infravermelho, as coisas ficam mais claras. Não perfeitamente claro, embora a luz infravermelha possa perfurar melhor a poeira, não será 100% se o coágulo de grãos interestelares for espesso o suficiente.

Ainda assim, combine um detector capaz de ver no infravermelho com um telescópio grande o suficiente - e localizado no deserto chileno do Atacama, onde o céu está incrivelmente escuro - e o que você obtém é, bem, magnificência cósmica.

O centro galáctico, uma metrópole lotada de estrelas e poeira. Crédito: ESO / VVV Survey / D. Minniti e reconhecimento de amp: Ignacio Toledo

NAQUELA é uma seção do céu em torno do centro galáctico em Sagitário. Olha só! A poeira está em longos filamentos tortuosos que são uma maravilha de se ver.

Esta foto foi tirada pelo VISTA, o Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy, um telescópio de 4,1 metros com uma câmera de 67 megapixels sensível à luz infravermelha. As cores que você vê na foto não são reais, é uma combinação de três filtros infravermelhos exibidos como azul, verde e vermelho para imitar as cores que nossos olhos veem. Mas mesmo a mais azul das três imagens de infravermelho tem um comprimento de onda quase duas vezes maior do que nossos olhos podem ver (para ser mais técnico, as três imagens estão em 1,25, 1,65 e 2,15 mícrons, enquanto a luz mais vermelha que você pode ver está aproximadamente 0,75 mícrons).

É um enorme um pedaço do céu também, estendendo-se por cerca de 16 °, mais do que o suficiente para caber 30 luas cheias nele! A galáxia da Via Láctea é um disco plano, e estamos dentro dele, então a poeira parece estar esticada ao longo da imagem em uma linha, o disco visto de lado.

Agora, aqui está uma coisa engraçada. Está vendo aquele brilho azul ao redor do avião? Você pode pensar que é algum tipo de nuvem de gás, ou luz refletida, ou algo assim.

Não acredita em mim? Aqui está um zoom da primeira imagem.

Uma pequena seção de um mosaico muito maior amplia um único filamento de poeira com muitos anos-luz de comprimento. Crédito: ESO / VVV Survey / D. Minniti e reconhecimento de amp: Ignacio Toledo

Observe atentamente as nuvens de poeira. Vê como eles não estão bem definidos, mas desaparecem perto das bordas? E como as estrelas perto dessas bordas parecem mais vermelhas? Isso porque as nuvens realmente não têm bordas nítidas, elas apenas ficam mais finas à medida que se afastam de seus centros, conforme a atmosfera da Terra fica mais fina quanto mais alto você sobe, e não tem uma borda dura.

Assim, as estrelas atrás da nuvem, mas perto da borda, conforme vistas da Terra, ficam mais escuras, mas não estão completamente bloqueadas. E como a poeira pode bloquear a luz azul melhor do que a vermelha, as estrelas parecem mais avermelhadas. Ciência!

Esta seção da imagem maior tem cerca de 2 "de diâmetro e, vindo do lado esquerdo abaixo da linha média, você pode ver o filamento de poeira em forma de rosto sorridente na imagem mais ampla. Mas mesmo isso não é um zoom completo. Verifique isto fora:

Ampliar a imagem VISTA do centro da galáxia mostra suas estrelas bem abaixo. Além disso, nuvens de poeira escurecem e avermelham a luz das estrelas atrás delas. Crédito: ESO / VVV Survey / D. Minniti e reconhecimento de amp: Ignacio Toledo

Isso é da parte da imagem logo acima do rosto sorridente. E meus céus (por assim dizer): aquelas estrelas. Não sei quantos há apenas nesta foto, mas na foto maior do rosto sorridente podem ser milhões.

E essa é uma pequena parte do plano mais amplo. A imagem ampla completa é um mosaico composto por 9 malditos bilhões de pixels De dados! A imagem em escala real é uma RAM com 108.199 x 81.503 pixels de tamanho e, se você quiser fazer o download, terá cerca de 25 gigabytes de volta.

Mas você não precisa fazer isso! O Observatório Europeu do Sul apresenta uma imagem com zoom e panorâmica que você pode explorar. Eu me diverti muito bisbilhotando nele. Foi um pouco desconcertante, para ser honesto, porque no infravermelho todos os meus marcos habituais (skymarks?) Estão faltando, então eu realmente não sabia para onde estava olhando. Ainda assim, é uma coisa incrível aumentar, aumentar e aumentar, e apenas ver mais e mais estrelas.

De vez em quando, esqueço o que significa viver em uma galáxia com algo como 200 bilhões de estrelas. Esta imagem lhe dará um vislumbre disso.


Filamento gigante cheio de galáxias revelado

Uma equipe de pesquisa liderada por McGill usando o Observatório Espacial Herschel descobriu um filamento gigante repleto de galáxias em chamas com bilhões de novas estrelas. O filamento conecta dois aglomerados de galáxias que, junto com um terceiro aglomerado, se esmagarão e darão origem a um dos maiores superaglomerados de galáxias do universo.

O filamento é a primeira estrutura desse tipo observada em uma era crítica de formação cósmica, quando coleções colossais de galáxias chamadas de superaglomerados começaram a tomar forma. A ponte galáctica brilhante oferece aos astrônomos uma oportunidade única de explorar como as galáxias evoluem e se fundem para formar superaglomerados.

"Estamos entusiasmados com este filamento, porque pensamos que a intensa formação de estrelas que vemos em suas galáxias está relacionada à consolidação do superaglomerado circundante", disse Kristen Coppin, pós-doutoranda em astrofísica na McGill e autora principal de um novo artigo em Astrophysical Journal Letters.

"Esta ponte luminosa de formação de estrelas nos dá um instantâneo de como a evolução da estrutura cósmica em escalas muito grandes afeta a evolução das galáxias individuais presas nela", disse Jim Geach, co-autor também baseado em McGill.

O filamento intergaláctico, contendo centenas de galáxias, se estende por 8 milhões de anos-luz e liga dois dos três aglomerados que formam um superaglomerado conhecido como RCS2319. Este superaglomerado emergente é um objeto excepcionalmente raro e distante, cuja luz levou mais de sete bilhões de anos para chegar até nós.

RCS2319 é ​​o assunto de um grande estudo observacional, liderado pela Professora Tracy Webb e seu grupo no Departamento de Física de McGill. Observações anteriores em luz visível e de raios-X encontraram os núcleos dos aglomerados e sugeriram a presença de um filamento. Só depois que os astrônomos treinaram Herschel na região, entretanto, a intensa atividade de formação de estrelas no filamento se tornou clara. A poeira obscurece grande parte da atividade de formação estelar no início do universo, mas telescópios como o Herschel podem detectar o brilho infravermelho dessa poeira à medida que é aquecida por estrelas nascentes. (O Observatório Espacial Herschel é uma missão da Agência Espacial Europeia com contribuições importantes da NASA.)

A quantidade de luz infravermelha sugere que as galáxias no filamento estão produzindo o equivalente a cerca de 1.000 massas solares (a massa do nosso Sol) de novas estrelas por ano. Para efeito de comparação, nossa galáxia, a Via Láctea, está produzindo cerca de uma massa solar de novas estrelas por ano.

Os pesquisadores atribuem o ritmo acelerado da formação de estrelas no filamento ao fato de que as galáxias dentro dele estão sendo comprimidas em um volume cósmico relativamente pequeno sob a força da gravidade. "Uma alta taxa de interações e fusões entre galáxias pode estar perturbando os reservatórios de gás das galáxias, iniciando explosões de formação de estrelas", disse Geach.

Ao estudar o filamento, os astrônomos serão capazes de explorar a questão fundamental de se "natureza" versus "criação" é mais importante na progressão da vida de uma galáxia. "A evolução de uma galáxia é dominada por propriedades intrínsecas, como massa total, ou os ambientes cósmicos em larga escala determinam em grande parte como as galáxias crescem e mudam?" Geach perguntou. "O papel do meio ambiente em influenciar a evolução galáctica é uma das principais questões da astrofísica moderna."

As galáxias no filamento RCS2319 irão eventualmente migrar em direção ao centro do superaglomerado emergente. Nos próximos sete a oito bilhões de anos, os astrônomos acham que o RCS2319 se parecerá com superaglomerados gigantescos no universo local, como o aglomerado Coma nas proximidades. Esses aglomerados avançados estão repletos de galáxias elípticas "vermelhas e mortas" que contêm estrelas avermelhadas envelhecidas em vez de estrelas jovens.

"As galáxias que vemos como explosões estelares em RCS2319 estão destinadas a se tornarem galáxias mortas nas garras gravitacionais de uma das estruturas mais massivas do universo", disse Geach. "Estamos capturando-os no estágio mais importante de sua evolução."


Astrônomos revelam a vida secreta da nebulosa de Órion

Local de nascimento dos sóis: o filamento de forma integral, os dois aglomerados de estrelas acima do filamento e a nuvem L1641 ao sul podem ser vistos nessas imagens da região de formação de estrelas de Orion A. A imagem à esquerda mostra um mapa de densidade compilado com dados do telescópio espacial Herschel, e a da direita uma imagem infravermelha obtida pelo telescópio espacial WISE. A foto no centro é uma combinação das duas imagens.

Uma equipe de astrônomos revela como a interação de campos magnéticos e gravitação na nuvem de gás leva ao nascimento de novas estrelas.

O espaço testemunha um fluxo constante de nascimentos de estrelas. E aglomerados de estrelas inteiros são freqüentemente formados ao mesmo tempo - e dentro de um período comparativamente curto. Amelia Stutz e Andrew Gould, do Instituto Max Planck de Astronomia em Heidelberg, propuseram um novo mecanismo para explicar essa formação rápida. Os pesquisadores investigaram um filamento de gás e poeira que também inclui a conhecida nebulosa Orion.

A formação de estrelas é basicamente um processo simples: você pega uma nuvem muito fria consistindo de gás hidrogênio e uma borrifada de poeira e deixa o sistema para prosseguir com isso. Então, no espaço de alguns milhões de anos, as regiões suficientemente frias entrarão em colapso sob sua própria gravidade e formarão novas estrelas.

A realidade é um pouco mais complicada. Uma característica particular é que parece haver dois tipos de formação de estrelas. Em nuvens moleculares menores convencionais, apenas uma ou algumas estrelas se formam - até que o gás tenha se dispersado por um período de cerca de três milhões de anos.Nuvens maiores sobrevivem cerca de dez vezes mais. Aglomerados de estrelas inteiros nascem simultaneamente nessas nuvens e sóis muito massivos são formados.

Por que tantas estrelas são criadas durante esses aproximadamente 30 milhões de anos? Em termos astronômicos, esse período é bastante curto. A maioria das tentativas de explicação é baseada em um tipo de reação em cadeia na qual a formação das primeiras estrelas na nuvem desencadeia a formação de outras estrelas. Explosões de supernova das estrelas mais massivas (e, portanto, de vida curta) que acabaram de se formar podem ser uma explicação, pois suas ondas de choque comprimem o material da nuvem e, assim, criam as sementes para novas estrelas.

Amelia Stutz e Andrew Gould do Instituto Max Planck de Astronomia em Heidelberg estão buscando uma abordagem diferente e colocando a gravidade e os campos magnéticos em ação. Para testar sua ideia, eles realizaram uma investigação detalhada da nebulosa de Orion, a 1.300 anos-luz de distância. A nuvem de gás vermelho brilhante com o padrão complexo é um dos objetos celestes mais conhecidos.

O ponto de partida para as considerações de Stutz e Gould são os mapas da distribuição de massa em uma estrutura conhecida como "filamento em forma integral" por causa de sua forma - lembra a de um sinal integral curvo - e que inclui a nebulosa de Orion na seção central do filamento. Os pesquisadores baseados em Heidelberg também se basearam em estudos dos campos magnéticos dentro e ao redor deste objeto.

Os dados mostram que os campos magnéticos e a gravitação têm aproximadamente o mesmo efeito no filamento. Tomando isso como base, os dois astrônomos desenvolveram um cenário no qual o filamento é uma estrutura flexível ondulando para frente e para trás. Os modelos usuais de formação de estrelas, por outro lado, são baseados em nuvens de gás que colapsam sob sua própria gravidade.

Uma prova importante para a nova ideia é a distribuição de protoestrelas e sóis infantis dentro e ao redor do filamento. As proto-estrelas são precursoras dos sóis: elas se contraem ainda mais até que seus núcleos atinjam densidades e temperaturas altas o suficiente para que as reações de fusão nuclear comecem em grande escala. Este é o ponto em que nasce uma estrela.

As proto-estrelas são leves o suficiente para serem arrastadas quando o filamento ondula para frente e para trás. As estrelas infantis, em contraste, são muito mais compactas e são simplesmente deixadas para trás pelo filamento ou lançadas no espaço circundante como se tivessem sido disparadas por um estilingue. O modelo pode, portanto, explicar o que os dados de observação realmente mostram: as proto-estrelas podem ser encontradas apenas ao longo da espinha densa das estrelas infantis com filamento, por outro lado, são encontradas principalmente fora do filamento.

Este cenário tem potencial para um novo mecanismo que poderia explicar a formação de aglomerados de estrelas inteiros em (em termos astronômicos) escalas de tempo curtas. As posições observadas dos aglomerados de estrelas sugerem que o filamento em forma integral originalmente se estendia muito mais para o norte do que hoje. Ao longo de milhões de anos, um aglomerado de estrelas após o outro parece ter se formado, começando do norte. E cada aglomerado de estrelas acabado espalhou a mistura de gás e poeira ao seu redor com o passar do tempo.

É por isso que agora vemos três aglomerados de estrelas dentro e ao redor do filamento: o aglomerado mais antigo está mais longe da ponta norte do filamento, o segundo está mais próximo e ainda está rodeado por remanescentes de filamento do terceiro, no centro do integral em forma de filamento, está apenas em processo de crescimento.

A interação dos campos magnéticos e da gravidade permite certos tipos de instabilidades, algumas das quais são familiares da física do plasma, e que podem levar à formação de um aglomerado de estrelas após o outro. Esta hipótese é baseada em dados observacionais para o filamento em forma integral. No entanto, não é um modelo maduro para um novo modo de formação de estrelas. Os teóricos devem primeiro realizar simulações apropriadas e os astrônomos devem fazer outras observações.

Somente quando este trabalho preparatório estiver concluído, ficará claro se a nuvem molecular em Orion representa um caso especial. Ou se o nascimento de aglomerados de estrelas em uma mistura de filamentos magneticamente aprisionados é a rota usual para formar aglomerados inteiros de novas estrelas no espaço em um curto período.


5. CONCLUSÃO

Compilamos um catálogo de SNRs detectados na pesquisa MIPSGAL em 24 e 70 μm, com medições complementares em 8 μm na pesquisa GLIMPSE. Para avaliar melhor a natureza da emissão de infravermelho detectada, nós a comparamos com dados de rádio e raios-X. Nossas principais descobertas são:

Este trabalho foi baseado em observações feitas com o Telescópio Espacial Spitzer, que é operado pelo Jet Propulsion Laboratory (JPL), California Institute of Technology sob um contrato com a NASA. O apoio para este trabalho foi fornecido pela NASA em parte por meio de um prêmio emitido pelo JPL / Caltech e pelo Conselho de Pesquisa de Ciências Naturais e Engenharia do Canadá. O Observatório Nacional de Radioastronomia é uma instalação da National Science Foundation operada sob acordo cooperativo da Associated Universities, Inc. Esta pesquisa é apoiada como parte da Pesquisa Internacional do Plano Galáctico por meio de uma bolsa de Oportunidades de Pesquisa Colaborativa do Conselho de Pesquisa de Ciências Naturais e Engenharia de Canadá. O MOST é operado pela University of Sydney com o apoio do Australian Research Council e da Science Foundation for Physics da University of Sydney. Este artigo se beneficiou de dados de arquivo VLA do Multi-Array Galactic Plane Imaging Survey (MAGPIS), bem como Chandra dados de arquivo que foram obtidos no online Chandra Supernova Remnant Catalog e são mantidos por Fred Seward (SAO). Os autores agradecem a Crystal Brogan pelas imagens VLA de alta resolução de 20 e 90 cm do SNR G39.2−0.3 e Dae-Sik Moon e Luís Beça pelas discussões úteis. Finalmente, agradecemos ao revisor pelos valiosos comentários e correções que aprimoraram este manuscrito.


Alguém pode explicar este estranho filamento de poeira galáctica perto do LMC? - Astronomia

Os espectros de UV das supergigantes A contêm muitas linhas fracas de elementos do grupo de ferro. Descrevemos uma tentativa de sintetizar esses espectros usando as linhas observadas nas listas de Kurucz. Os espectros resultantes devem ajudar a separar o fundo da linha fraca do ruído e, portanto, devem melhorar as análises quantitativas com base nas características espectrais mais fortes. Esse trabalho está em andamento e esperamos poder apresentar os primeiros resultados na conferência.

A evolução química e espectrofotométrica das galáxias são indissociáveis ​​uma da outra. Na verdade, muitas restrições estão disponíveis para o disco da Via Láctea (abundâncias, SFR, distribuição de gás, perfis de cores e luminosidades integradas em vários comprimentos de onda). Além disso, também podemos testar modelos contra propriedades de discos espirais próximos, para os quais perfis fotométricos, bem como abundâncias gasosas em vários raios e distribuições de CO e HI estão disponíveis. Esses dados restringem severamente os modelos evolutivos que computam de forma coerente a evolução química das espirais (abundâncias, gás e massas estelares, SFR) e a espectrofotométrica (perfis de magnitude e cor, espectro integrado).

Apresentaremos um modelo evolutivo quimioespectrofotométrico detalhado e sua aplicação à Via Láctea e a várias espirais próximas.

Apresentarei um ROSAT HRI profundo, dados de echelle de fenda longa e imagens HST de arquivo de I Zw 18. As imagens HST profundas revelam loops e filamentos de tamanho kpc, alguns dos quais não foram catalogados antes. Combinado com a dinâmica do gás ionizado como derivado dos dados de echelle, os dados de imagem fornecem forte evidência para uma saída bipolar em grande escala (tamanho kpc), perpenticular ao eixo principal do gás HI de I Zw 18. O ROSAT A imagem HRI resolve pela primeira vez a morfologia de raios-X de I Zw 18. Uma vez que a emissão de raios-X traça os loops SW H-alfa, concluímos que I Zw 18 está liberando gás quente e, portanto, metais em seu halo. Discutiremos a relevância de nossas descobertas para a abundância de oxigênio muito baixa do gás ionizado quente em I Zw 18.

Um espectrofotômetro Fabry-Perot foi usado para obter fluxos de linha integrados de Galactic H II regiões através de grandes diafragmas em vez de fendas. Fluxos de [O II ] 3726 e 3727, [O III ] 4363 e 5007, He eu 5876, H, H e H foram medidos em trinta e cinco H II regiões que variam de 6 a 17 kpc de distância do centro galáctico. Este conjunto homogêneo de observações, reduzido de forma consistente, é combinado com dados estelares para determinar as distâncias das regiões, correções de avermelhamento, densidades de elétrons e temperaturas, bem como suas abundâncias iônicas O + / H, O ++ / H + e He + / H. Isso nos permite discutir o gradiente de abundância de oxigênio de nossa galáxia e também o enriquecimento de hélio em relação ao oxigênio.

Discutimos evidências observacionais para a existência de gradientes de metalicidade radial e / ou vertical (medidos com o índice [Fe / H]) dentro do disco galáctico, e os comparamos com previsões de modelos de evolução química e síntese populacional. Concluímos que existe um gradiente de abundância radial no valor de -0,09 dex / kpc, enquanto uma conclusão não clara pode ser tirada para a existência de um gradiente vertical.

Apresentamos uma análise espectrofotométrica de nove regiões HII na galáxia espiral NGC4258. Os principais resultados podem ser resumidos como se segue:

i) A partir de um método de calibração empírico com base nas linhas de emissão de enxofre (Diaz e Perez-Montero, nesta reunião), derivamos as abundâncias de oxigênio que se revelaram entre 0,3 e 0,7 vezes a solar, substancialmente mais baixas do que anteriormente derivadas pelo uso de técnicas de calibração padrão com base nas linhas ópticas de oxigênio.

ii) Também derivamos o parâmetro de ionização para cada uma das regiões usando várias taxas de linha de emissão.

iii) Uma característica Wolf-Rayet proeminente em 4686 Angstroms é observada na região mais brilhante analisada, que revela a presença de cerca de 35 estrelas WN.

iv) Usamos o código de fotoionização Cloudy 90 (Ferland 1996) para restringir a temperatura efetiva das estrelas ionizantes. Os valores obtidos para todas as regiões giram em torno de 35.000K. Portanto, a presença de estrelas WR não parece aumentar a temperatura efetiva média dos aglomerados ionizantes.

Cerca de 2% dos gigantes vermelhos mostram abundâncias de lítio significativamente maiores do que o esperado por diluição devido à convecção e, em alguns deles, a abundância de lítio atinge valores semelhantes (e até maiores) do que o valor ISM logN (Li) = 3,0.

O lítio e o berílio são queimados nas estrelas nas camadas profundas (quentes) das estrelas, sendo preservados nas camadas externas. Uma mistura superficial das camadas externas esgotará o lítio, e uma mais profunda também esgotará Be. A determinação da abundância de Be em gigantes ricos em Li pode fornecer informações importantes sobre a origem do Li observado nessas estrelas. Se for demonstrado que Be está esgotado, o Li original também deve ter sido esgotado, de modo que o Li observado em gigantes ricos em Li deve ser produzido no interior estelar.

Apresentamos as observações do BeII 313,0 nm para dois gigantes ricos em Li e um gigante normal de Li, mais Cen A e B, obtidas com o espectrógrafo CASPEC no telescópio ESO 3.6, com um poder de resolução R = 32000 (Castilho et al. ., em preparação) e discutir as abundâncias de Be derivadas da síntese de espectro.

Castilho, B.V., Spite, F., Barbuy, B., de Medeiros, J.R., e Gregorio-Hetem, J. em preparação

Dados recentes dos elementos LiBeB no halo e em algumas estrelas do aglomerado globular lançam uma nova luz sobre o problema da depleção de lítio em estrelas de População II. Apresentamos novos resultados sobre as abundâncias LiBeB obtidas com modelos estelares, incluindo a melhor física disponível, e discutimos as restrições ao esgotamento real desses elementos leves em estrelas Pop II. Isso nos leva a fazer uma avaliação sem parâmetros da abundância primordial do lítio. A maior incerteza se deve a erros sistemáticos nos dados observacionais.

Os retardatários do campo azul (FBS) são contrapartes dos retardatários do agrupamento azul. Eles foram selecionados por Olsen (1980, A & ampAS 39, 205) a partir de índices Str & # 246mgren específicos entre anãs F iniciais com deficiência de metal brilhante.
Algumas estrelas desta lista foram observadas com espectros de alta resolução e alto S / N CCD. Os primeiros resultados já foram publicados em 1996, A & ampA 310, 277. A técnica de espectro sintético foi aplicada para a especificação de velocidades rotacionais e composição química de estrelas de programa. Atenção especial foi dada aos FBS com alta rotação e linhas rasas largas com o objetivo de comparação de suas abundâncias químicas e abundâncias de estrelas Boo calculadas com os mesmos métodos. Em geral, 17 elementos químicos foram investigados. Todos os metais apresentam deficiência moderada. A maioria das estrelas apresenta abundância normal de sódio. Com exceção de HD35863, a abundância de lítio "normal" também foi encontrada em HD27523, HD45042 e HD88923.
A questão principal era & quotO que é FBS? & Quot Discutimos três hipóteses que poderiam ser aplicadas para a explicação de sua natureza: 1) são realmente retardatários azuis com evolução prolongada 2) são estrelas normais que nasceram em um meio deficiente de metal 3) são uma extensão das estrelas Boo em direção à temperatura mais baixa.

Nos últimos anos, o progresso tem sido muito rápido no domínio das moléculas em alto redshift, e agora conhecemos com mais detalhes o conteúdo molecular em vários sistemas além de z = 1 e até, seja através de linhas de emissão milimétricas e sub-milimétricas, emissão contínua de poeira ou linhas de absorção milimétricas na frente dos quasares. A primeira descoberta em 1992 por Brown e van den Bout de linhas de CO em z = 2,28 em uma galáxia estelar com lentes gravitacionais estimulou fortemente pesquisas de outros sistemas, mas estes foram mais difíceis do que o previsto, e apenas 5 outros sistemas foram descobertos na emissão de CO . Os desvios para o vermelho variam entre 2 e 5, sendo o maior BR1202-0725 em z = 4,69. A maioria desses sistemas, senão todos, são objetos gravitacionalmente amplificados. Alguns foram descobertos primeiro por meio de sua emissão de poeira, relativamente fácil de detectar por causa do efeito de correção K negativo. A detecção de todos esses sistemas poderia dar uma resposta sobre a questão debatida da taxa de formação de estrelas em função do redshift. O máximo da taxa de formação de estrelas, encontrado em torno de z = 2 em estudos ópticos, pode mudar para z mais alto se os objetos mais remotos estiverem escondidos pela poeira.

A absorção de luz milimétrica de quasar por moléculas é outra ferramenta para sondar gás frio em alto redshift, tirando vantagem de resoluções espaciais (10 -3 arcsec) e espectrais (30m / s) muito altas. Até agora, quatro sistemas de absorção foram descobertos na faixa de milímetros e até 20 linhas moleculares foram detectadas em um único objeto (HCO +, HNC, HCN, N 2 H +, C 18 O, CS, H 2 CO, CN, etc.). Abundâncias moleculares e temperaturas de excitação podem ser estudadas em detalhes nessas galáxias remotas. Esta técnica pode amostrar densidades de coluna entre N (H 2) = 10 20 e 10 24 cm -2. Os componentes difusos nos permitem obter um limite superior na temperatura do corpo negro cósmico em função do desvio para o vermelho. O componente de alta densidade da coluna permite observar moléculas importantes não observáveis ​​do solo, como O 2, H 2 O e LiH por exemplo.

Resultados recentes sobre as propriedades químicas de galáxias de núcleo Starburst (SBNGs) e suas implicações na evolução da galáxia serão revisados. Mostraremos que SBNGs são galáxias jovens ainda em processo de formação, provavelmente relacionadas a uma fase ativa de formação de estrelas no Universo há alguns Gyrs atrás. A ligação entre as produções de metal e poeira em galáxias estelares será enfatizada, juntamente com uma discussão sobre as implicações cosmológicas, como a importância da extinção de poeira em altos redshifts.

O aumento RGB é um pico na função de luminosidade do Red Giant Branch (RGB). Foi recentemente observado em muitos aglomerados globulares. Sua posição ao longo do RGB depende da metalicidade do cluster, sugerindo um possível uso como indicador de metalicidade relativa.

Neste artigo, focamos nossa atenção principalmente em clusters ricos em metais, para os quais as medições de metalicidade são mais incertas, enquanto a detecção de bump RGB é mais fácil.

Apresentamos uma compilação dos dados disponíveis, bem como novas identificações e derivamos calibrações deste indicador de metalicidade tomando como referência as escalas de metalicidade disponíveis. Usando essas calibrações, derivamos a metalicidade de uma amostra de aglomerados ricos em metais de composição pouco conhecida.

Apresentamos uma calibração empírica das abundâncias nebulares com base nas intensidades das linhas fortes [SII] e [SIII] na parte vermelha do espectro. Esta calibração tem duas vantagens importantes sobre a comumente usada com base nas linhas ópticas de oxigênio: ela permanece com valor único até abundâncias próximas à solar e é bastante independente do grau de ionização da nebulosa.

O VLT, com quatro telescópios de 8m e 12 instrumentos permanentemente on-line, será uma máquina única para estudar estrelas, galáxias e o ISM nas regiões de comprimento de onda óptico e infravermelho. Três instrumentos se destacam como os que deverão ser utilizados mais intensamente para estudos quantitativos de abundâncias químicas: UVES, um espectrógrafo echelle para a região 300-1100nm, o espectrógrafo visual multi-objeto GIRAFFE e o espectrógrafo echelle infravermelho CRIRES. As capacidades esperadas desses instrumentos em termos de poder de resolução, relação S / R e magnitudes limitantes são fornecidas e o impacto potencial das observações futuras em algumas questões chave de abundância química é discutido.

Nova classe de quasares BAL de baixa ionização foi sugerida recentemente por Becker et al. (1997). Esta população é representada por três objetos: 1556 + 3517, 0840 + 3633 e 0059-2735 com redshifts z = 1,48, 1,22 e 1,62, respectivamente. Os espectros desses quasares são fortemente atenuados no comprimento de onda óptico na região inferior a 2.800 A no quadro de restauração do quasar. O número de íons e átomos neutros foram encontrados em seus espectros (em particular FeI e MnI caracterizados por potenciais de ionização 7,9 e 7,4 eV). Grandes profundidades ópticas de Fe neutro e Mn no espectro de 1556 + 3517 por um lado, e absorção invulgarmente forte em linhas e continuum também, por outro lado, levam à conclusão sobre o baixo grau de ionização em seus invólucros. Isso significa que a forte radiação ionizada de seus núcleos é protegida por uma parte interna densa da casca. Sugere a possível existência de moléculas estáveis ​​com altas (cerca de 10 eV) energias de dissociação nas camadas. A molécula de CO possui energia de dissociação E D = 11 eV (é mais do que o valor do potencial de ionização de muitos átomos), e por isso a possível existência de CO nas conchas dos quasares, discutida neste artigo, torna-se muito atrativa. Neste caso, pode-se identificar a linha em 2063 A, atribuída a CrII, como uma linha da banda de Cameron da molécula de CO. A estimativa do valor de profundidade óptica esperado em linhas de rádio rotacionais desta molécula é feita usando seu espectro óptico, e encontra-se ser & gt 1. Os fluxos do quasar 1556 + 3517 nas frequências 1,4 e 5 GHz são 30,6 e 27,0 mJy respectivamente (Becker , et al. 1997).O índice espectral neste caso é -0,1, que leva ao fluxo esperado F = 20 mJy na frequência da linha J'J = 2,1 deslocada em (1 + z): 92,9 GHz. Para quasar 0840 + 3633, o fluxo a 1,4 GHz é 1,3 mJy. Se tomarmos -0,1, obteremos o fluxo esperado F = 0,8 mJy na frequência de observação 103,8 GHz. Esses fluxos podem ser observados com radiotelescópios modernos. Para observações com receptor IRAM 3mm, por exemplo, o tempo de observação deve ser de aproximadamente 1 minuto para QSO 1556 + 3517 e 10 horas para 0840 + 3633.

Becker R.H., et al., Astrophys.J. (1997) v.479, p. L93

Uma correlação entre metalicidade e luminosidade já foi bem estabelecida para galáxias gigantes e anãs. No entanto, vários estudos mostraram que galáxias anãs em aglomerados parecem ter abundâncias de oxigênio maiores do que o esperado. Esses desvios da relação metalicidade-luminosidade sugerem que esta última é afetada pelo ambiente. Entre as possíveis explicações estão o confinamento pelo meio intracluster ou o reprocessamento de material pré-enriquecido expelido de galáxias gigantes despojadas na origem das chamadas galáxias anãs de maré. Ilustrarei esses fenômenos usando os resultados de uma pesquisa de vários comprimentos de onda de galáxias anãs no aglomerado de Hydra. A morfologia, o conteúdo estelar e gasoso e a metalicidade de uma amostra completa de anãs ricas em HI foram estudados. Descobrimos que, em média, as anãs Hydra parecem ter uma metalicidade maior do que no campo. Esse excesso possivelmente pode ser explicado pelo cenário envolvendo interações de maré. Isso indicaria que parte da população de galáxias anãs em aglomerados pode ter origem nas marés.

Durante os seis anos em que o Faint Object Spectrograph (FOS) fez parte do repertório de instrumentos do HST, ele foi usado para obter espectros ópticos de UV de numerosos H extragalácticos. II regiões em galáxias espirais e irregulares que permitiram vários estudos detalhados das linhas UV de carbono, nitrogênio e silício a serem estudados com alto S / N pela primeira vez. Os resultados de várias investigações mostraram que geralmente C / O (O / H) 0,4 e que a fase gasosa Si / O era geralmente 1/2 Solar nas nebulosas.

Durante este período, observações de FOS de cinco locais na nebulosa de Orion também foram obtidas, mas ainda não foram totalmente analisadas de forma semelhante ao H extragaláctico. II estudos de região. Neste artigo, analiso esses espectros de FOS usando técnicas de análise semelhantes às dos estudos extragaláticos e incorporando dados atômicos modernos, com o objetivo de derivar novas abundâncias médias de CNOSi para a Nebulosa de Órion mais adequadas para comparação com o H extragalático recente. II resulta de relações de linha UV-ópticas idênticas. Esses resultados têm como objetivo melhorar as abundâncias gerais de CNOSi anteriores para Orion, que foram amplamente baseadas em observações IUE. Também serão feitas comparações com os resultados do recente estudo óptico abrangente da abundância da Nebulosa de Órion por Esteban et al. (1998) que são baseados em medições de alta resolução de linhas de emissão proibidas e permitidas.

O fluxo de gás e poeira para dentro, fora ou dentro das galáxias pode afetar fortemente sua evolução química. Felizmente, agora é possível prever o comportamento geral por argumentos analíticos simples. Este artigo irá delinear os efeitos sistemáticos dos fluxos de gás em abundâncias químicas, proporções de elementos e massas de poeira. A comparação será feita com as observações e com a modelagem dinâmica SPH recente da formação de galáxias em disco. Mecanismos para gerar grandes abundâncias em núcleos galácticos (e talvez quasares) serão discutidos. Serão feitas sugestões para investigações futuras, em particular para gradientes de abundância, grupos de galáxias e o estudo da evolução química global através do comportamento de sistemas de alto redshift.

Apresentarei os primeiros resultados de um projeto em andamento para investigar as abundâncias químicas atuais das partes externas extremas dos discos galácticos, conforme sondado pelos espectros de linha de emissão de uma nova amostra de regiões HII. Imagens profundas H revelaram a existência de formação estelar massiva recente, traçada por regiões HII, até, e além, dois raios ópticos em várias galáxias (definido pelo isophote de magnitude 25 da banda B). Os espectros ópticos dessas regiões HII recém-descobertas revelam abundâncias de fase gasosa de O / H 10-15% do valor solar e N / O 20-25% do valor solar, em raios de 1,5-2 R 25. Evidências claras também existem para diminuição da extinção de poeira (A V 0-0.2) nessas partes. Dentro dos limites do conjunto de dados atual, as variações de abundância radial são consistentes com relações logarítmicas simples, embora as inclinações derivadas possam frequentemente diferir consideravelmente daquelas encontradas se apenas as regiões HII do disco interno forem usadas para definir o ajuste. As proporções de nitrogênio para oxigênio parecem ser consistentes com uma combinação de produção primária e secundária de nitrogênio. O nível médio de enriquecimento em discos galácticos externos extremos é semelhante ao medido em alguns absorvedores de Lyman amortecidos com redshift alto, sugerindo que os discos externos na época atual são relativamente não evoluídos.

A espectropolarimetria Deep Keck foi obtida de uma amostra de rádios galáxias poderosas com z 2,5 +/- 0,5. Além de uma assinatura de extinção de poeira de 2200A clara e uma correlação inversa entre o grau de polarização contínua e a força da linha de emissão alfa de Lyman (em relação ao CIV), encontramos uma correlação positiva intrigante entre a razão NV / CIV e a polarização. A proporção da linha, que varia em quase uma dex em objetos com um estado de ionização muito semelhante, é mais provável que indique uma proporção de abundância. Especulamos que a correlação com a polarização representa uma conexão entre o aumento do nitrogênio e a produção de poeira após um grande evento de explosão estelar conectado com o nascimento do quasar.

A comparação de nossos modelos quimicamente consistentes para galáxias espirais com abundâncias de DLA observadas mostra que em alto redshift as galáxias DLA podem muito bem ser as progenitoras de discos espirais normais de todos os tipos de Sa a Sd. Porém, em direção a redshifts mais baixos, as espirais do tipo inicial caem das amostras de DLA devido ao baixo teor de gás. Usamos os aspectos espectrofotométricos de nossos modelos de evolução espectral, química e cosmológica unificados para prever luminosidades, cores, SFRs, etc. esperadas para galáxias DLA em vários redshifts e comparar com as poucas identificações ópticas disponíveis.

Vou condensar em poucos minutos uma revisão da vasta quantidade de dados sobre abundâncias em galáxias espirais e irregulares no universo próximo, fora do Grupo Local. Quase todos esses dados consistem em medições de abundâncias nas regiões H II. A espectroscopia óptica das regiões H II produz informações relativamente completas sobre O / H. Onde existe espectroscopia de alta qualidade para uma dada galáxia espiral, a dispersão em O / H é considerada muito pequena: da ordem de 0,1 dex, que geralmente é menor do que as incertezas observacionais para pontos individuais. A implicação é que a falta de homogeneidade da abundância é muito pequena em pequenas escalas espaciais, embora haja alguma evidência de que a falta de homogeneidade em grande escala possa existir. Gradientes de abundância por unidade de comprimento de escala de disco podem ter uma pequena faixa de valores em galáxias espirais. As espirais barradas parecem ter gradientes mais rasos do que as espirais não barradas. O O / H médio em galáxias espirais e irregulares aumenta com a massa da galáxia / luminosidade. Espirais massivas têm maiores abundâncias com o mesmo valor de brilho da superfície do disco do que espirais de massa inferior. Finalmente, discutirei a acumulação de dados sobre as abundâncias de C e N nas regiões H II que estão fornecendo novas informações interessantes sobre a evolução tanto de espirais quanto de irregulares.

O progresso recente no que diz respeito à abundância em estrelas de disco local será discutido. As possibilidades e as deficiências no estudo da nucleossíntese e da evolução galáctica usando tais dados serão ilustradas. As possibilidades de progresso quando os dados locais são combinados com dados de outros tipos, por ex. para galáxias azuis irregulares, será demonstrado com o acúmulo de carbono como um exemplo.

Vou dar uma visão geral sobre as restrições dos sistemas de absorção de metal em espectros de QSO na evolução química do gás intergaláctico. Darei ênfase especial a dois pontos:

  • A controvérsia sobre a metalidade da floresta Lyalpha e implicações para a história do enriquecimento do IGM.
  • A detecção de OVI e o aumento da razão SiIV / CIV com o aumento do redshift e suas implicações para a reionização do universo.

Carbono, nitrogênio e oxigênio, os elementos CNO, estão entre as espécies mais abundantes depois do hidrogênio e do hélio. O local de produção estelar dominante do isótopo de nitrogênio 15 N é, no entanto, ainda não conhecido. Aqui nós relatamos detecções de 15 N a partir de observações de cianeto de hidrogênio interestelar (HCN) em direção à Grande Nuvem de Magalhães e, provisoriamente, em direção ao núcleo da galáxia (pós-) explosão estelar NGC4945. As razões dos isótopos 14 N / 15 N diferem drasticamente daquelas medidas no disco e no centro da Via Láctea. Apoiando fortemente a ideia de que 15 N é predominantemente de natureza 'primária', a produção hidrostática em estrelas massivas deve ser sua fonte dominante.

Devido às suas baixas energias gravitacionais, as galáxias anãs estão muito expostas a influências energéticas do meio interestelar, como, por exemplo, radiação estelar, ventos ou explosões, ou pelo seu ambiente. Embora o esgotamento da metalicidade em galáxias anãs possa ser explicado em geral por ventos galácticos conduzidos por supernovas, a razão para suas baixas razões N / O em baixa abundância de O ainda não é completamente compreendida. Os rendimentos estelares enriquecem as diferentes fases gasosas com elementos que são característicos dos progenitores estelares. As transições de fase são necessárias para uma mistura de elementos, mas dependem sensivelmente do estado térmico e dinâmico do meio interestelar. Modelos de evolução química começam geralmente com uma alta razão N / O em baixa abundância O de acordo com um enriquecimento de metal por populações estelares antigas com rendimentos comuns, mas só podem reproduzir a peculiaridade N / O-O pela aplicação de múltiplas explosões estelares. Seus ventos galácticos são invocados para reduzir O seletivamente. Modelos quimodinâmicos de galáxias anãs, no entanto, demonstram que a forte evaporação das nuvens pelo gás quente da supernova leva a uma mistura quase perfeita do gás interestelar. Esses modelos podem explicar com sucesso os valores N / O-O observados de uma forma autoconsistente, sem a necessidade de explosões estelares, se novos rendimentos estelares forem levados em consideração, o que fornece produção primária e secundária de N adicional de estrelas massivas.

Apresentamos os resultados recentes de nosso programa de obtenção de abundâncias de O, Si e Mg em supergigantes B localizadas a diferentes distâncias do centro de M33. Após a técnica apresentada em Monteverde et al. (1997, ApJ 474, L107) para derivar abundâncias O diferenciais nestas estrelas em relação às suas contrapartes galácticas, o que nos permitiu obter o primeiro gradiente O radial estelar extragaláctico, estamos analisando os espectros para obter os parâmetros estelares e abundâncias de Si.

As abundâncias de elementos pesados ​​nas galáxias compactas azuis (BCGs) mais deficientes em metais são discutidas. Nenhuma das razões de abundância de elemento para oxigênio pesado (C / O, N / O, Ne / O, Si / O, S / O, Ar / O, Fe / O) depende da abundância de oxigênio para BCGs com 12 + log O / H 7,6 (Z / 20). Essa constância implica que todos esses elementos pesados ​​têm uma origem primária e são produzidos pelas mesmas estrelas massivas (M 10) responsáveis ​​pela produção de O. A dispersão das razões C / O e N / O nessas galáxias é notavelmente pequena, sendo apenas 0,03 dex e 0,02 dex, respectivamente. Esta dispersão muito pequena é uma forte evidência contra qualquer produção retardada de C e N primário nos BCGs de menor metalicidade e, portanto, contra a produção desses elementos por estrelas de massa intermediária (3 M 9) em metalidades muito baixas. A ausência de evidência de uma produção retardada de C e N também implica que galáxias com 12 + log O / H 7,6 estão passando agora por sua primeira explosão de formação estelar, e que são, portanto, jovens, com idades não superiores a 40 Myr.

Discutimos a aparente discrepância entre as razões de abundância N / O medidas em BCGs e aquelas em galáxias Ly amortecidas com redshift alto, que são até uma ordem de magnitude menores. Argumentamos que esta grande discrepância pode surgir das condições físicas desconhecidas do gás responsável pelas linhas de absorção metálicas em sistemas de Ly amortecidos com alto redshift. Embora seja amplamente assumido que o gás absorvente é neutro, propomos que ele pode ser ionizado. Nesse caso, os fatores de correção de ionização podem aumentar as razões N / O em galáxias Ly amortecidas na faixa daquelas medidas em BCGs.

Nos últimos 30 anos, os instrumentos UV melhoraram em muitas ordens de magnitude em alguns parâmetros-chave que governam sua capacidade de realizar observações úteis. Uma revisão das características das missões UV presentes e futuras será apresentada, com ênfase especial nas propriedades que são relevantes para as determinações de abundância. Novos conceitos apresentados em uma conferência sobre Astronomia Óptica Espacial Ultravioleta no início de agosto (Boulder, CO) também podem ser resumidos.

O Espectrógrafo de Perfil de Absorção de Meio Interestelar (IMAPS) registrou as características de absorção L, LD e H nos espectros de Ori, Vel e Pup durante a missão ORFEUS-SPAS II no final de 1996. A resolução de fornece uma melhoria substancial em relação aos espectros anteriores registrados por o satélite Copernicus. As densidades da coluna de deutério atômica derivadas de nossas observações são comparadas a reavaliações de N (H I) de características L em espectros de arquivamento IUE para produzir determinações de D / H. O D / H em direção a Ori parece ser menor do que o resultado geral relatado para linhas de visão para estrelas frias dentro da região local, enquanto os números que derivamos para Vel e Pup parecem ser iguais ou ligeiramente maiores do que este valor (mais declarações precisas serão fornecidas no papel de pôster). Nossos achados sobre uma variabilidade em D / H são consistentes com conclusões independentes de Vidal-Madjar, et al. (astro-ph 9807004) para a linha de visão para G191-B2B.

A banda convencional de raios-X (0,1 - 10 keV) é especialmente rica em características de emissão e absorção de quase todos os estados de carga de todos os metais cosmicamente abundantes (carbono a ferro). As observações espectroscópicas de raios-X, portanto, fornecem uma nova fronteira promissora para determinações de abundância em uma ampla variedade de sistemas astrofísicos, desde aglomerados de galáxias até a coroa de estrelas normais próximas. Até agora, o progresso neste campo tem sido bastante lento devido às limitações instrumentais. No entanto, isso vai mudar drasticamente nos próximos anos com o lançamento iminente de três grandes observatórios de raios-X, AXAF, XMM e Astro E, todos os quais incluem experimentos espectroscópicos de alta resolução e alta sensibilidade. Vou revisar as determinações de abundância de raios-X existentes em três campos diferentes (corona estelar, remanescentes de supernovas jovens e halos gasosos de galáxias elípticas), que ilustram coletivamente o poder e alguns dos problemas dessa técnica. Também descreverei e compararei as capacidades das três novas missões e comentarei sobre o futuro a curto e longo prazo desse campo.

De acordo com as teorias hierárquicas de formação de estruturas, as estruturas observadas hoje foram formadas pela amplificação gravitacional de pequenas perturbações em um campo de densidade de matéria escura inicialmente gaussiano. As densidades em pequena escala foram as primeiras a entrar em colapso e os objetos resultantes se fundiram sob a influência da gravidade para formar estruturas maiores, como aglomerados. Galáxias se formaram em halos densos de matéria escura, onde o gás foi capaz de atingir densidades altas o suficiente para resfriar, condensar e formar estrelas. Nesta imagem, as galáxias não sofrem evolução química de "caixa fechada". Em vez disso, os metais podem ser transferidos entre as estrelas, gás frio e os halos de gás quente das galáxias. Supõe-se que os metais são ejetados para fora das galáxias do disco durante as explosões de supernova e esses metais entram no componente de gás quente. O fato de os metais serem mais facilmente ejetados de pequenas galáxias leva ao estabelecimento de uma relação massa-metalicidade para os sistemas de disco. O rápido enriquecimento precoce ocorrendo nos progenitores da galáxia anã da Via Láctea fornece uma solução natural para o problema clássico do G-anão. Demonstramos que elípticos massivos são mais ricos em metal porque são formados a partir da fusão de discos maiores. Finalmente, os modelos podem ser usados ​​para estudar a história de enriquecimento do gás intracluster. Mostramos que mais de 80 por cento dos metais foram ejetados por galáxias com velocidades circulares menores que 250 km / s em redshifts maiores que 1.

São apresentados resultados recentes de determinações CASPECtroscópicas da abundância de estrelas B nas nuvens de Magalhães. As estrelas de amostra incluem ambos os aglomerados globulares jovens (NGC 1818, 2004 (ambos LMC), 330 (SMC)) e estrelas de campo na e perto da sequência principal.

O método para derivar os parâmetros estelares (perfis de Balmer, equilíbrios de ionização Si II / III / IV, linhas OII fracas e fortes) foi completamente revisado para ser capaz de tratar a metalicidade da atmosfera subjacente (que mostrou ter um efeito significativo sobre os parâmetros estelares e, portanto, as abundâncias a serem derivadas) de uma maneira autoconsistente. LTE ATLAS 9 atmosferas modelo (Kurucz 93) e o DETALHE / SUPERFÍCIE NLTE código de formação de linha (Butler e Giddings 85) são usados.

As abundâncias de He, C, N, O, Mg, Al e Si são derivadas. Dos metais, uma subabundância média de [m / H] = - 0,5 (-0,8) é deduzida para a Grande (Pequena) nuvem de Magalhães. Nenhuma diferença significativa de abundância é encontrada entre o membro do cluster e as estrelas do campo dentro da respectiva nuvem.

Acredita-se que os absorvedores de Lyman-alfa amortecidos por alto redshift em espectros de quasar sejam os progenitores das galáxias atuais. No entanto, sua natureza exata ainda não é claramente compreendida, uma vez que sua detecção na emissão tem se mostrado muito difícil. Apresentamos imagens HST NICMOS de alta resolução de um campo de quasar conhecido espectroscopicamente por ter um absorvedor de Lyman amortecido no redshift. As imagens foram obtidas em filtros infravermelho próximo de banda larga e estreita, com o objetivo de detectar o absorvedor no continuum resto-quadro e emissão de H. Algumas das imagens foram obtidas usando o coronógrafo na câmera NICMOS 2 com o objetivo de aumentar a sensibilidade para detecção do absorvedor de Lyman amortecido, diminuindo a luz do quasar de fundo. A análise das imagens NICMOS é apresentada, incluindo uma discussão sobre a subtração da função de propagação de pontos. As imagens finais de banda larga são usadas para restringir a morfologia e o ambiente do absorvedor de Lyman amortecido. As imagens de banda estreita oferecem restrições na taxa de formação de estrelas no absorvedor de Lyman amortecido. Nosso estudo, que se beneficia da combinação única de alta sensibilidade do infravermelho próximo e alta resolução espacial oferecida pelo NICMOS, pode fornecer informações importantes sobre a evolução química de galáxias em altos redshifts.

Os absorvedores de Ly- (DLA) amortecidos em espectros de quasar representam um estágio anterior da evolução química em comparação com as galáxias atuais.No entanto, a natureza das populações estelares que dominam os absorvedores de DLA (por exemplo, tipo halo ou tipo disco) não é totalmente compreendida. Relatamos os resultados de nossa pesquisa espectroscópica de DLAs com redshifts baixos e moderados, realizada no telescópio de espelho múltiplo. Até agora, obtivemos espectros de alto S / N de cerca de 10 quasares com DLAs em z & lt 1.8, para medir ou colocar limites nas abundâncias de Zn, Cr, Fe, Mn, Ni, Si, S etc. nestes redshifts. O objetivo é usar o Zn como o indicador de metalicidade (uma vez que é quase esgotado nos grãos interestelares) e usar as abundâncias relativas dos outros elementos para tentar discernir os padrões de nucleossíntese e de depleção de poeira. Nossos dados, combinados com observações da literatura em redshifts mais elevados, ajudarão a colocar melhores restrições na evolução da metalicidade e do conteúdo de poeira nas galáxias.

Analisamos dados ASCA de cerca de 30 galáxias de tipo inicial e estudamos suas propriedades de emissão de raios-X ISM (Meio Interstelar). Nosso estudo foi motivado pela metalicidade aparentemente muito baixa do ISM, que não pode ser facilmente reconciliada com as previsões teóricas. Examinando cuidadosamente as taxas de abundância e incertezas no complexo Fe-L, concluímos que as abundâncias ISM em galáxias luminosas de raios-X são na verdade cerca de 1 solar. Portanto, a discrepância severa entre o ISM e a abundância estelar foi relaxada. A metalicidade ISM de galáxias mais fracas de raios-X é incerta, mas pelo menos a contribuição de SNe Ia para a abundância de ISM é menor do que nas galáxias luminosas de raios-X.

Também descobrimos que as emissões de raios-X de galáxias luminosas de raios-X são muito estendidas e expressas com dois modelos beta de diferentes escalas angulares. Isso significa que as elípticas luminosas de raios-X são galáxias centrais de algumas estruturas potenciais de escala maior. Mostramos que a presença / ausência de tal potencial em larga escala pode consistentemente ser responsável por vários problemas não resolvidos com o ISM.

Um número crescente de galáxias em z & gt2 com linhas de absorção estelar de estrelas massivas foi detectado nos últimos anos. Essas linhas fornecem evidências diretas da formação de estrelas ativas durante os últimos 100 milhões de anos. Vou discutir a natureza da população estelar subjacente. Serão feitas tentativas para estimar a metalicidade das estrelas. Vou comparar os espectros de UV do restframe de galáxias high-z com os de galáxias modelo locais. Desenvolvimentos futuros no campo serão apontados.

Abundâncias derivadas de estrelas de tipo precoce estão atualmente ganhando credibilidade como abundâncias padrão contra as quais os esgotamentos de ISM são medidos. Da mesma forma, o uso de estrelas massivas no estudo de gradientes de abundância na Galáxia também está ganhando crédito e fornece novas restrições importantes para modelos de evolução química. Supergigantes azuis agora estão sendo usados ​​para sondar a composição química de galáxias irregulares anãs e espirais no Grupo Local, produzindo informações muito detalhadas sobre as taxas de abundância nessas galáxias. Revisamos brevemente esses resultados e discutimos a aplicação dessas técnicas a galáxias no universo próximo e distante.

Estendemos nosso modelo químico e cosmológico de evolução da galáxia para calcular a evolução da abundância para um total de 16 elementos diferentes em galáxias espirais de uma forma quimicamente consistente, o que é um passo considerável em direção a uma modelagem de galáxia mais realista. Compilamos da literatura todos os dados disponíveis sobre abundância de elementos em sistemas DLA e a comparação com nossos cálculos de modelo produz os seguintes resultados.

A conformidade entre as abundâncias observadas e calculadas sobre a faixa do redshift de até indica que as galáxias DLA podem muito bem evoluir para a faixa completa das galáxias espirais atuais de Sa a Sd.

A comparação de nossos modelos quimicamente consistentes com modelos que usam apenas a física de entrada de metalicidade solar mostra que as diferenças na evolução do redshift são pequenas para alguns elementos, mas grandes para outros. Para aqueles elementos com grandes diferenças, os modelos quimicamente consistentes fornecem um acordo melhor e significativo com as abundâncias de DLA observadas.

Para galáxias espirais típicas, as histórias de formação de estrelas de nossos modelos preenchem claramente a lacuna entre os sistemas DLA de alto redshift e a população de galáxias espirais próxima. A evolução lenta do redshift das abundâncias de DLA é entendida em termos de longas escalas de tempo de formação de estrelas em discos (proto) galácticos. A grande dispersão de abundâncias observadas em DLAs de redshift semelhante é explicada pelo intervalo de SFRs entre as espirais de tipo inicial e tardia.

Abundância de elementos pesados ​​de nebulosas fotoionizadas são tradicionalmente derivadas da análise de linhas ópticas e UV colisionalmente excitadas. Abundâncias assim derivadas, entretanto, têm uma sensibilidade exponencial à temperatura do elétron adotada. Para linhas excitadas por colisão de baixas densidades críticas, os resultados também são sensíveis à densidade de elétrons adotada. O advento de CCDs de grande formato e alta eficiência quântica, juntamente com os coeficientes de recombinação efetiva de alta qualidade agora disponíveis para muitos íons de elementos pesados, abriram a possibilidade de obter abundâncias precisas usando linhas de recombinação óptica de íons de elementos pesados. Embora sejam muito mais fracas e mais difíceis de medir do que as linhas excitadas por colisão, as emissividades das linhas de recombinação radiativa de H, He e íons de elemento pesado têm apenas uma dependência fraca e semelhante da lei de potência da temperatura e são essencialmente independentes da densidade sob o padrão condições nebulares. Assim, as abundâncias iônicas derivadas das intensidades das linhas de recombinação de elementos pesados ​​em relação a uma linha de recombinação de hidrogênio, como H, são quase independentes da temperatura e da estrutura de densidade das nebulosas em estudo e, conseqüentemente, devem ser mais confiáveis.

Um problema de longa data em estudos nebulares tem sido que as abundâncias elementares pesadas derivadas de linhas de recombinação óptica são frequentemente (embora nem sempre) maiores do que aquelas derivadas de UV e linhas ópticas excitadas por colisões, por fatores de até 10. As discrepâncias têm sido frequentemente atribuída à presença de grandes desomogeneidades de temperatura e / ou densidade que levam a abundâncias de linha colisional subestimadas. Nebulosas planetárias (PN) são envelopes ejetados por estrelas de massa baixa e intermediária em seu estágio evolutivo tardio e são as principais fontes de carbono e elementos de processo s no Universo. Por causa de suas estruturas particularmente simples, ou seja, uma nebulosa geralmente simétrica excitada por uma estrela localizada centralmente, PN fornece os melhores laboratórios astrofísicos para estudar o problema de determinação de abundância.

Estamos realizando um levantamento sistemático da abundância da linha de recombinação óptica para uma grande amostra de PN Galáctica. Os espectros profundos obtidos produzem fluxos precisos para múltiplas linhas de recombinação de íons de C, N, O e Ne. Para metade deles, também obtivemos espectros IV de 2,4-45 me 43-197 m usando o SWS e LWS a bordo do ISO. O principal objetivo do programa é derivar as abundâncias das linhas de recombinação C, N, O e Ne precisas para uma grande amostra de PN e comparar os resultados com aqueles derivados de IR, óptico e UV (a partir dos dados de arquivo IUE) linhas colisionalmente excitadas de diferentes energias de excitação e densidades críticas, a fim de sondar a física subjacente que causa o problema de determinação de abundância. Nesta contribuição, apresentamos alguns resultados desse programa.

Observações recentes criaram uma "crise" - melhor vista como "oportunidade" - na compreensão da poeira interestelar. Essas determinações são: (a) abundâncias de fase gasosa de muitos elementos no ISM difuso, e (b) abundâncias estelares por meio de análises de espectros (c) novas observações infravermelhas da fraqueza das absorções de OH, NH e CH no ISM difuso . Eles reduziram coletivamente a quantidade de materiais sólidos (especialmente carbono) no ISM, ao estabelecer que a abundância total de elementos (gás + sólido) no ISM local é sub-solar em cerca de 0,12 - 0,2 dex (25-35%) . A abundância ISM é determinada a partir de quatro linhas distintas de raciocínio: (a) regiões H II (b) abundâncias de fase gasosa de elementos que não estão em poeira difusa (por exemplo, N) (c) estrelas de tipo precoce que acabaram de se formar a partir do ISM (d) estrelas de tipo posterior que são comparáveis ​​ao sol.

Requisitos bem estabelecidos para a extinção por H devem ser atendidos com as abundâncias de estado sólido disponíveis: (a) as demandas de carbono do recurso 2175 & # 197 e as faixas de infravermelho não identificadas observadas (materiais semelhantes?), E (b) as abundâncias necessárias para a extinção contínua nas regiões visual e 1200 & # 197. Mencionaremos minha visão dos principais problemas que atualmente enfrentamos nossa compreensão da natureza física da poeira difusa.

Vou revisar o status atual das determinações do gradiente de abundância ao longo do disco da Galáxia e discutir vários modelos de evolução química que prevêem gradientes de abundância e sua evolução temporal. Vou mostrar que gradientes de abundância são fortes restrições para o mecanismo de formação do disco galáctico.

A proximidade da protuberância galáctica permite o estudo de estrelas individuais que traçam todas as fases de sua história. O estudo da protuberância é importante não apenas porque é um componente principal da Galáxia, mas porque é o nosso sistema esferoidal mais próximo, um censo de suas estrelas e composição pode ser usado para guiar estudos de luz integrada de protuberâncias externas e galáxias elípticas gigantes.

Os parâmetros para modelos de evolução química do bojo, como a taxa de formação de estrelas, a função de massa inicial, o rendimento e a idade, podem ser restringidos com o conhecimento da composição química detalhada. Além disso, o estudo da composição do bojo galáctico fornece um meio de testar nossos modelos de evolução química e rendimentos de elementos de supernova previstos, que foram guiados por resultados de abundância para o disco galáctico local e populações de halo.

Vou revisar os resultados de alguns estudos recentes de composição de protuberâncias galácticas, discutir razões de abundância de elementos diagnósticos potencialmente interessantes e destacar alguns dos problemas atuais.

Sendo um dos aglomerados de galáxias mais densos, Coma é o lugar ideal para estudar estruturas de galáxias em função da densidade ambiental, a fim de restringir teorias de formação e evolução de galáxias. Portanto, obtivemos espectros com boa resolução S / N e espacial para uma amostra de magnitude limitada de 35 galáxias E e S0 Coma dentro de um campo de cerca de 5 graus quadrados ao redor do centro do aglomerado. Derivamos gradientes dos índices de linha Mg, Fe, H, bem como curvas de rotação e perfis de dispersão de velocidade. Usando modelos de síntese de populações estelares de Worthey (1994), derivamos idades e metalicidade, bem como razões de elementos ([Mg / Fe]). Além disso, investigamos correlações eventualmente existentes entre os gradientes dos índices de elementos e outros parâmetros de galáxias / aglomerados. Os resultados apoiam a ideia de que galáxias de tipo inicial se formaram em processos que incluem fusão estelar e dissipação gasosa.

Observações de comprimento de onda de rádio e (sub) milímetro de linhas iônicas, atômicas e, em particular, moleculares têm sido amplamente utilizadas para determinar abundâncias elementares e razões isotópicas no meio interestelar da Via Láctea e galáxias externas, bem como nos envelopes circunstelares de estrelas gigantes vermelhas e supergigantes. Uma série de novos instrumentos que estão sendo planejados ou em construção produzirão medições de abundância novas ou muito melhoradas. Estes incluem o Square Kilometer Array Interferometer (SKAI) para a faixa de comprimento de onda de metros a centímetros, o Millimeter Array / Large Southern Array (MMA / LSA) para o regime milimétrico e submilímetro e o Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (SOFIA), que irá operar em comprimentos de onda submilimétricos e infravermelhos. Todas essas instalações terão áreas de coleta muito maiores do que os instrumentos existentes. Por exemplo, as principais observações esperadas do SKAI e SOFIA incluem determinações da razão [D / H] em direção a várias linhas de visão em toda a Galáxia a partir de medições da linha de 92 cm `` spin flip '' de DI e J = 1-0 transição rotacional de estado fundamental da molécula de HD a 112 m, respectivamente. A alta sensibilidade e resolução espacial do interferômetro MMA / LSA permitirão medições precisas da abundância isotópica do gás molecular em muitos núcleos galácticos, rendendo informações importantes sobre seu histórico de produção.

Os estudos da linha de absorção ultravioleta do gás atômico em nuvens interestelares difusas com o Goddard High Resolution Spectrograph (GHRS) a bordo do Hubble Space Telescope estão produzindo medições precisas das abundâncias elementais no ISM local. Um desenvolvimento chave baseado em observações de oxigênio interestelar e criptônio é que a metalicidade geral (gás mais poeira) do ISM local agora parece ser cerca de 2/3 do valor do sistema solar. Não há variações estatisticamente significativas nas abundâncias de O e Kr medidas de linha de visão para linha de visão e nenhuma evidência de depleção de O e Kr dependente da densidade da fase gasosa. Esses resultados serão discutidos em conjunto com as descobertas recentes do GHRS sobre outros elementos, como carbono, nitrogênio e enxofre.

Tentamos reproduzir a distribuição plana da abundância observada em NGC 1313 e outras galáxias magalânicas e irregulares usando um modelo multifásico de evolução química. Descobrimos que não é possível reproduzi-lo e, ao mesmo tempo, ser consistente com as distribuições radiais observadas da densidade do gás na superfície e perfis de formação de estrelas.

A conclusão é que um modelo de evolução galáctica mais complicado é necessário para explicar a aparente uniformidade química do disco de NGC 1313 e outras galáxias irregulares de baixa massa.

Mostramos um novo modelo de evolução química, desenvolvido para tratar este problema, incluindo fluxos radiais e, possivelmente, perda de massa devido a explosões de supernovas e ventos. É baseado no modelo multifásico que foi usado anteriormente com sucesso para representar outras galáxias espirais ao longo da sequência morfológica de Hubble. Os resultados preliminares serão analisados ​​e discutidos.

Apresentamos observações do alto redshift QSO GB1759 + 7539 (z em = 3,05) obtido com HIRES no telescópio Keck 10m. O espectro tem uma resolução de FWHM = 7kms -1, e um S / N típico 25 na região da floresta de Ly, e 60 long-away da emissão de Ly.

Doze sistemas de absorção de elementos pesados ​​foram identificados, incluindo sistemas Lyman-alfa amortecido (DLA) em z abs = 2,62 e 2,91. As características de absorção de C, N, O, Al, Si, P, S, Mg, Fe e Ni desses sistemas foram estudadas, e as abundâncias elementares calculadas para as linhas insaturadas fracas. Os sistemas possuem metalicidades de e. Ambos os sistemas parecem ter um baixo teor de poeira. Eles mostram uma abundância excessiva de elementos em relação aos elementos de pico de Fe e uma abundância insuficiente de elementos de número atômico ímpar em relação aos pares. N foi observado no sistema z abs = 2,62, e considerado sub-abundante em relação a O, em linha com o modelo de retardo de produção de N primário. C II * também foi visto, permitindo-nos determinar um limite superior para a temperatura cósmica de fundo de micro-ondas em z = 2,62 de T CMB & lt12,0K.

Modelos anteriores para a evolução química das Nuvens de Magalhães assumiram um FMI mais inclinado em comparação com a vizinhança solar ou expulsão preferencial de oxigênio e elementos de partículas por ventos galácticos seletivos. Essas suposições foram amplamente motivadas por uma crença de que a razão O / Fe nas Nuvens é substancialmente menor do que na Galáxia, mas a diferença parece ter sido exagerada: os supergigantes galácticos têm uma razão O / Fe semelhante à dos supergigantes nas nuvens, não há efeito correspondente em Mg e outros elementos e uma combinação de dados de nebulosas planetárias, regiões H II e remanescentes de supernova indica uma razão O / Fe mais ou menos igual à solar.

Consequentemente, novos modelos analíticos para a evolução química das Nuvens de Magalhães foram desenvolvidos em colaboração com Grazina Tautvaisiene do Instituto de Física Teórica e Astronomia, Vilnius, Lituânia, assumindo rendimentos químicos e atrasos de tempo idênticos aos que assumimos anteriormente para a vizinhança solar. Incluímos ventos galácticos não-seletivos, ventos galácticos e modos tipo explosão de formação de estrelas representados por variações descontínuas na taxa de formação de estrelas por unidade de massa de gás. Encontramos concordância adequada com as relações idade-metalicidade e razões elemento: elemento dentro de suas incertezas substanciais, enquanto nosso modelo LMC acabou por dar um ajuste excelente para as estrelas halo galácticas anômalas descobertas por Nissen & amp Schuster (1997). Ele também fornece uma relação SNIa / SNII aprimorada em comparação com a vizinhança solar, devido à suposição de que o SFR diminuiu no passado 1 a 2 Gyr.

Uma revisão das abundâncias químicas das regiões H II galácticas é apresentada. As abundâncias C e O derivadas de linhas de recombinação são maiores do que aquelas derivadas de linhas proibidas, argumentos a favor das abundâncias de recombinação são dados. Os gradientes de abundância galáctica são discutidos. As abundâncias M8, M17 e Orion são comparadas com as das estrelas Sol e B da vizinhança solar, bem como com as abundâncias primordiais.

Um esforço foi feito para atualizar o conhecimento das abundâncias químicas nas Nebulosas Planetárias Galácticas, os gradientes correspondentes e o enriquecimento do Meio Interestelar. Uma comparação com a população PNE em LMC e em outras Galáxias é tentada.

Vou revisar o status atual das determinações de abundância em altos redshifts, focando em particular em sistemas Lya amortecidos (DLAs) em espectros de QSO que ainda são nossa melhor ferramenta para medir as abundâncias de fase gasosa de uma boa seleção de elementos em galáxias distantes. Observações recentes confirmam que os sistemas amortecidos rastreiam uma população variada de galáxias que, além das espirais, provavelmente inclui galáxias anãs e de baixo brilho de superfície e mais geralmente galáxias com histórias de formação de estrelas que podem diferir da Via Láctea. Agora parece claro que novas pesquisas para DLAs em QSOs selecionados por rádio são necessárias para um censo de metais que está livre de efeitos de seleção. Embora as amostras existentes possam fornecer apenas uma visão parcial da evolução química global, os sistemas amortecidos estão desempenhando um papel cada vez mais importante em nossos esforços para compreender a origem nucleossintética de vários elementos.

Os resultados da análise espectroscópica dos espectros de boro HST em uma nova amostra de 7 estrelas variando em metalicidade de [Fe / H] = - 2,0 a [Fe / H] = - 1,0 serão apresentados e discutidos. Esses novos dados aumentam em quase 50% nossa amostra B anterior (cf Duncan et al. 1997), e nos dão a oportunidade de tirar conclusões mais firmes no que diz respeito aos mecanismos de produção e evolução galáctica B.

Os alvos foram selecionados com base em suas abundâncias de lítio e berílio, disponíveis na literatura, a fim de aproveitar o fato de que o conhecimento simultâneo de LiBeB nos mesmos objetos é um poderoso diagnóstico para testar depleção e mistura interna prevista por diferentes modelos de estrutura estelar.Uma estrela mostra o aspecto notável de B deficiente, provavelmente Be deficiente e Li completamente normal. Nenhum mecanismo de destruição estelar pode explicar isso. Em vez disso, a falta de homogeneidade química no halo pode ser a causa.

As supergigantes do tipo A são as estrelas opticamente mais brilhantes em galáxias irregulares e espirais e permitem a determinação direta de abundâncias estelares. Apresentamos resultados preliminares sobre a determinação da abundância de Oxigênio para objetos da classe de luminosidade extrema Iae na Galáxia e M31. Ênfase especial é dada na modelagem do O forte eu trigêmeo que será o recurso preferido em objetos extragaláticos. Aplicações futuras usando FORS no VLT ajudarão a investigar a história da nucleossíntese de populações jovens além do Grupo Local.

  • A abundância de oxigênio solar é derivada das bandas OH ultravioleta e infravermelho, de [O eu ] 6300, [O eu ] 6363, O eu 7773 e O eu 8446 .
  • Para estrelas que pertencem cinematicamente ao disco delgado, encontramos na média uma razão de abundância solar Fe / O (dex). Não há tendência em [Fe / O] para estrelas com metalicidades superiores ao Sol - nem na escala [Fe / H] nem na escala [O / H].
  • [O / Fe] 0,8 é o limite superior para estrelas halo em nossa amostra. Um ligeiro aumento de [Fe / O] e [Mg / O] com o aumento de [O / H] é indicado no halo. A subabundância de Mg em relação ao oxigênio em estrelas pobres em metais concorda com os rendimentos SNII relativos de Mg e O dados por Nomoto et al. (1997).
  • Para 17 estrelas com ambos os espectros de [O eu ] 6300 e O eu 7773 disponíveis, nenhuma discrepância sistemática entre as abundâncias de oxigênio é encontrada.
  • Para 9 estrelas, determinamos as abundâncias de oxigênio da banda OHA-X (observada com CASPEC) e encontramos uma dispersão perceptível de [O / H] - [O / H], mas nenhuma discrepância sistemática significativa.

Aglomerados de galáxias são as maiores estruturas para as quais a abundância e a massa dos elementos pesados ​​podem ser medidas, incluindo sua fração no meio difuso intracluster (ICM), bem como aquele preso em estrelas e galáxias. A fração relativa de metais no ICM e nas galáxias é uma condição de contorno importante para modelos evolutivos químicos na escala galáctica, enquanto a quantidade total de metais fornece uma medida da taxa média de produção de metal passado em aglomerados, portanto, na formação estelar passada média avaliar. Várias linhas de evidência também oferecem a possibilidade de estimar a idade das populações estelares em galáxias de aglomerados, portanto, de apontar a época em que muitos dos elementos pesados ​​foram liberados junto com o aquecimento subsequente do meio intracluster. As semelhanças e diferenças entre os aglomerados e o campo geral serão então abordadas, com o objetivo de estabelecer restrições na atividade de formação estelar global em função do tempo cosmológico.

O QSO PKS 1756 + 237 () tem dois fortes sistemas de absorção de linha de metal de baixa ionização em e 1.675. Os espectros obtidos em maio de 1997 usando o Keck HIRES (8,3 km s -1 FWHM) revelaram a existência de absorção fraca de Ni II, Fe II e C I, além das linhas fortes usuais no absorvedor de redshift superior. A presença dessas linhas é surpreendente, dada a densidade de coluna H I relativamente baixa relatada para este absorvedor () por Turnsheck et al. 1979 (ApJ 230, 330). Nossos dados também cobrem Ly (1215,7 & # 197) em & # 197 e, embora ruidosos, os dados mostram evidências de uma densidade de coluna neutra significativamente mais alta, que é mais compatível com linhas de metal fraco normalmente associadas a sistemas de absorção de Ly amortecidos. A metalicidade do sistema é & gt 5-10% solar com uma razão de abundância de Ni / Fe sub-solar, presumivelmente indicativa de poeira. Este é apenas o quarto absorvedor de C I conhecido e a suscetibilidade de C I à destruição pela luz ultravioleta também argumenta a favor de um teor de poeira apreciável (Meyer e York 1987 ApJ 319, 45L). A ausência de linhas CI de estrutura fina de estado excitado é compatível em nosso nível de ruído (S / N = 20) com a radiação cósmica de fundo de micro-ondas desviada para o vermelho a uma temperatura de 7,29 K. Também obtivemos alta resolução profunda (0,3 ' 'FWHM) imagens em H + K' com o sistema UH 2.2m Tip-Tilt do campo QSO na tentativa de identificar o sistema responsável pela absorção.

O apoio para este trabalho foi fornecido pela NASA por meio da concessão da Hubble Fellowship # HF-01076.01-94A.

A espectroscopia 2D, também conhecida como espectroscopia de campo integral, tem sido usada em um nível experimental por vários anos, principalmente para investigações bidimensionais de objetos estendidos, como campos de velocidade em núcleos galácticos ou estrutura de ionização de AGN e assim por diante. Com o advento dos modernos telescópios da classe 8-10, fornecendo uma qualidade de imagem sem precedentes para observações terrestres, espectrógrafos 2D mais poderosos foram propostos e estão sendo projetados no momento. Foi descoberto apenas recentemente que a espectroscopia 2D tem um potencial único para espectrofotometria de fontes fracas que são sobrepostas em um fundo brilhante, por ex. fontes pontuais em galáxias, que estão se tornando acessíveis com a nova geração de grandes telescópios - semelhante à vantagem da fotometria CCD sobre a fotometria de abertura clássica em campos estelares lotados. As aplicações incluem a medição de fluxos de linha de emissão de regiões H II em galáxias distantes e de nebulosas planetárias em galáxias do grupo local e além, espectroscopia de supergigantes na mesma faixa de distância, supernovas em estágios esmaecidos de sua curva de luz e muitos outros . Algumas dessas aplicações podem se tornar ferramentas importantes para o estudo de abundâncias e evolução química por meio de observações espectrofotométricas de estrelas e nebulosas gasosas.

PMAS, o Potsdam Multiaperture Spectrophotometer, é projetado para funcionar como um espectrofotômetro óptico de alta eficiência com resolução espacial bidimensional simultânea. O conceito técnico e as propriedades observacionais serão discutidos, juntamente com vários exemplos de aplicações.

A ênfase será colocada na compreensão das relações massa-luminosidade-brilho da superfície-metalicidade e idéias simples sobre a evolução química de galáxias anãs.

Apresentarei novos resultados sobre gradientes de abundância e variações espaciais no disco galáctico derivados de análises espectrais de estrelas quentes do tipo B da sequência principal, supergigantes do tipo B e supergigantes do tipo A. Nossas técnicas de modelo de atmosfera serão delineadas e mostradas para produzir determinações precisas de abundância em nossos objetos-alvo, e que o uso de supergigantes de tipo inicial massivo em muitos outros sistemas de Grupo Local é viável para sondar sua composição de uma maneira sem precedentes. Existem três aspectos em particular que desejo destacar:

  • Usando um extenso conjunto de dados de estrelas da sequência principal do tipo B situadas na vizinhança solar e no anti-centro galáctico. derivamos, pela primeira vez, um gradiente de abundância de oxigênio galáctico estelar - agora consistente com aquele derivado de H II regiões e PN (Smartt & amp Rolleston 1997 ApJ, 481, L47) na região 6 & lt R g & lt 18kpc. Mostramos ainda a correlação entre a estrutura do braço espiral e a metalicidade PopulationI (Smartt et al. A & ampA 123, 310). As análises estelares oferecem a oportunidade de sondar as variações de abundância de muitos mais elementos do que os disponíveis por meio de métodos nebulares, e apresentarei novos resultados para os elementos C, N, Mg, Si. Para C, Mg e Si, esses são os primeiros gradientes extensivamente amostrados já produzidos.
  • Acabamos de analisar uma coleção de estrelas massivas recém-identificadas localizadas ligeiramente fora do disco, mas no interior de 3-4kpc do centro galáctico. Estes consistem em sequência principal e supergigantes do tipo B, e também de alguns supergigantes do tipo A. Um nivelamento surpreendente do gradiente de oxigênio é encontrado, enquanto os outros elementos processados ​​(por exemplo, Mg, Si) mostram aumentos acentuados contínuos. Mais uma vez, isso ilustra a grande variedade de abundância que podemos cobrir com estrelas de tipo precoce.
  • Mostrar a viabilidade de analisar as atmosferas modelo supergigantes do tipo AB nos leva naturalmente a um método de mapear as variações, proporções e gradientes de abundância em uma série de galáxias de grupos locais, como as espirais (M31 e M33) e os irregulares anões (e g NGC6822 e IC1613). Essas supergigantes são visualmente os objetos azuis mais brilhantes, e em magnitudes típicas de B = 16-19 m estão dentro do alcance espectroscópico de telescópios de 10 m em alta resolução. Combinando os espectros de linha de absorção dos tipos A e B, podemos amostrar uma gama maravilhosamente rica de elementos (C, N, O, Mg, Si, Na, Ca, Ti, Cr, Mn, Fe, Ni, Sr, Zr) e , muito importante, a razão de abundância de O / Fe dentro de grande parte do Grupo Local como um indicador-chave de sua evolução química. Acabamos de começar este projeto e os primeiros resultados de uma pesquisa de supergigantes M31 serão discutidos, juntamente com os planos para a futura geração de 8-10m.

Determinamos as abundâncias de fase gasosa interestelar de estanho e cádmio em nuvens difusas de 14 e 5 estrelas, respectivamente. Os dados usados ​​foram altos espectros de absorção sinal-ruído do Cd II 2145 & # 197 e Sn II 1400 & # 197 transições observadas com o espectrógrafo de alta resolução Goddard do HST.

O estanho e o cádmio são produzidos principalmente pelo processo s em estrelas AGB de massa intermediária e baixa. Quando comparada com as abundâncias solares, uma abundância intrínseca (gás + poeira) desses elementos nas nuvens interestelares deve fornecer uma determinação empírica dos rendimentos do processo s e a adição cumulativa deste material no ISM ao longo da vida do Sol. Apresentamos nossa análise preliminar das abundâncias interestelares intrínsecas de Sn e Cd em nossa amostra e as implicações para o enriquecimento do processo s.

Nossos resultados para Sn / H interestelar indicam que o estanho é definitivamente enriquecido em relação ao hidrogênio em comparação com o Sol, mesmo levando em consideração apenas o Sn da fase gasosa. Os dados sugerem que o estanho é trocado entre as fases de gás e poeira do ISM difuso, portanto, uma medição direta da abundância intrínseca de estanho não pode ser feita com nossos espectros de absorção. Usamos Ge, um elemento na mesma coluna da tabela periódica que o estanho, para inferir a abundância intrínseca do Sn ISM. As medições de abundância de Cd mostram que este elemento não é trocado entre as fases de gás e poeira do ISM difuso. O Cd / H da fase gasosa interestelar está logo abaixo da razão solar. Uma vez que o Sol parece ter maiores abundâncias de metal do que o ISM, isso pode implicar que as abundâncias interestelares de Cd, como Sn, foram enriquecidas desde a formação do Sol.

A descoberta surpreendente de metais amplamente distribuídos na floresta alfa de Lyman com alto redshift nos permitiu sondar a formação estelar mais antiga, que se acredita ter produzido essa contaminação. Há um amplo consenso entre observadores e modeladores de que as nuvens de maior densidade de coluna têm uma metalicidade C / H na faixa de -3 a -2,5, com Si / H sendo cerca de 2 a 3 vezes maior. A densidade absoluta do metal no IGM difuso foi estimada em z = 3. Uma questão fundamental remanescente é quão uniformemente o IGM foi poluído e, em particular, se a contaminação do metal se estende aos vazios de baixa densidade no IGM que produzem os mais baixos densidade de coluna Lyman alpha forest clouds. Tal poluição exigiria liberação de energia muito eficiente das primeiras galáxias, o que resultaria em temperaturas mais altas no IGM do que os modelos atuais assumem. Descobrimos que C IV / H I permanece aproximadamente constante até, bem nas regiões vazias, embora este resultado ainda seja controverso. Se comprovado, isso poderia explicar discrepâncias recentemente notadas entre as observações da floresta alfa de Lyman e os modelos, particularmente para os absorvedores de densidade de coluna mais baixa, que nos modelos têm pouco alargamento de velocidade para serem consistentes com a observação. É bem possível que a entrada de energia da formação inicial de estrelas seja a chave para refinar os modelos.

A instrumentação do infravermelho próximo em telescópios de classe de 4 e 8 metros cresceu rapidamente nos últimos anos com o advento dos conjuntos de detectores 1024 2 e 2048 2. Apresentamos uma breve revisão das capacidades espectroscópicas de alta resolução disponíveis em todo o mundo, de olho em novos desenvolvimentos, por ex. espectroscopia espacialmente resolvida oferecida por instrumentos de campo integral.

Observar em comprimentos de onda do infravermelho próximo tem suas peculiaridades. Discutimos estratégias de observação para ultrapassar os limites de fundo alto (incluindo fundo térmico e fundo devido às linhas de emissão do céu OH), variações na transmissão atmosférica e restrições do detector. Atenção especial é dada ao assunto de supressão / evitação de OH, que pode aumentar significativamente a sensibilidade nas janelas J, H e K curta. Isso é especialmente importante para alvos de alto redshift (mais fracos), onde as linhas de diagnóstico visíveis do quadro restante são deslocadas para o infravermelho próximo.

1. Uma das principais questões é se os rendimentos médios de SNe II podem reproduzir as razões do elemento alfa para Fe ([x / Fe], x = O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca) em metalidades [Fe / H] & lt-1. 2. Os elementos do grupo Fe testemunham mais detalhes do mecanismo de explosão, como (a) cortes de massa entre a estrela de nêutrons proto e ejetada, (b) o excesso de nêutrons nas camadas mais internas ejetadas e (c) energias de explosão. Três obervables específicas de explosões de supernova 56,57 Ni (56,57 Co) [via curva de luz e observações de raios gama] e 44 Ti [via observações de raios gama] desempenham um papel fundamental na compreensão do mecanismo de explosão como uma função da massa do progenitor. 3. Variações nos parâmetros mencionados acima (ac) mudam as previsões para esses isótopos instáveis, observáveis ​​em explosões de supernovas individuais, mas também podem explicar a tendência interessante de outras razões de abundância de elementos do grupo Fe, como [Cr / Fe], [ Mn / Fe], [Ni / Fe] e [Co / Fe], de estrelas halo na faixa de metalicidade muito baixa -4 & lt [Fe / H] & lt-2.5. Eles podem ser explicados por uma mistura mutável de produtos de nucleossíntese da queima explosiva de Si com um congelamento rico em alfa e queima incompleta de Si. 4. Finalmente, discutimos a produção de elementos pesados ​​no processo r até Th e U e conexões com supernovas ou outras fontes estelares possíveis.

Mais tarde, na evolução galáctica, surgem as supernovas do tipo Ia (SNe Ia). Aqui, as principais incertezas envolvidas nos modelos de massa de Chandrasekhar estão relacionadas a 1. a estrela companheira da anã branca de acreção (que determina a taxa de acreção e a densidade de ignição do carbono), 2. a velocidade da chama da deflagração após a ignição C central e 3. a densidade na qual ocorre uma possível transição de deflagrações para detonações.

Apresentamos várias restrições para essas três quantidades, uma vez que se aplicam aos sistemas progenitores "médios" que fornecem a contribuição dominante para o material ejetado SNe Ia e representam a principal fonte de núcleos do grupo Fe na evolução galáctica. Estas restrições são derivadas de cálculos de nucleossíntese e seu efeito em núcleos como, e. 48 Ca, 50 Ti, 54 Cr, 54,58 Fe e 58 Ni, para deflagrações relativamente lentas com uma variedade de velocidades de deflagração e denisidades de ignição, exigindo que as abundâncias do grupo Fe resultantes sejam consistentes com a evolução química galáctica. Também mostramos o impacto de novos cálculos de modelo de camada para capturas de elétrons em núcleos do grupo Fe em tais conclusões.

Uma vez que a massa de ferro no meio intracluster (ICM) está fortemente conectada à luminosidade E / S0 (Arnaud et al. 1992), é geralmente assumido que os elípticos são os principais contribuintes para o enriquecimento ICM. Por outro lado, as observações indicam um aumento da função de luminosidade na extremidade fraca (por exemplo, Driver et al. 1994), e até mesmo a existência de estrelas intergalácticas (por exemplo, Mendez et al. 1997), apontando para a possibilidade de fontes adicionais para a origem dos elementos ICM. Além disso, os modelos de agrupamento hierárquico prevêem que mais de 40 por cento dos metais ICM vêm de galáxias anãs (Kauffmann & amp Charlot 1998). As razões de abundância observadas pelo ASCA (Mushotzky et al. 1996) estabelecem fortes restrições na história de enriquecimento do ICM. Com base em um código de evolução que é calibrado na vizinhança solar (Thomas, Greggio & amp Bender 1998), a evolução química do ICM é calculada. A fim de obter uma restrição no processo de enriquecimento principal, os padrões de abundância ICM resultantes são explorados para diferentes contribuições relativas de várias fontes, como Es gigantes, galáxias anãs e estrelas intergalácticas.

Os CMDs extremamente precisos agora disponíveis a partir de observações do HST de anões irregulares próximos nos permitiram colocar algumas restrições interessantes na evolução química que pode ter ocorrido nesses sistemas de metalicidade muito baixa. Os recursos Red Giant Branch, Helium Burning Red Clump e Helium Burning Blue Loop em um diagrama Cor-Magnitude nos permitem restringir a metalicidade de estrelas velhas, intermediárias e jovens em uma galáxia e, assim, obter limites em possíveis cenários de evolução química . Vou discutir essas questões com referência a Leão A. Esta galáxia tem metalicidade quase primordial (2,4% solar) e uma história de formação estelar razoavelmente bem determinada que remonta a vários gigayears, a partir de um diagrama de magnitude e cor HST muito detalhado.

3 Ele é um dos poucos elementos produzidos pela nucleossíntese primordial e, como tal, representa um importante teste das teorias do Big Bang. É observável apenas em objetos relativamente recentes (ou seja, o sistema solar, o ISM local, alguns PNe e várias regiões galácticas HII), todos os quais mostram abundâncias da ordem de 3 He / H = 10 -5, exceto o PNe para o qual foram derivados valores até um fator de 100 mais alto. A interpretação desta aparente inconsistência e uma descrição da evolução geral deste elemento de luz desde o Big Bang até a época atual requer uma modelagem detalhada de sua evolução galáctica.

Ao computar uma série de modelos de evolução química levando em consideração detalhadamente a nucleossíntese estelar de 3 He, Galli et al (1997) sugeriram que as abundâncias observadas desse elemento podem ser todas justificadas e reconciliadas entre si, se um mecanismo de mistura profunda ocorre no interior da grande maioria das estrelas de baixa massa. Tal mecanismo foi proposto de forma independente por vários autores (por exemplo, Boothroyd & amp Sackman, Charbonnel, Hogan, Weiss, etc) e destrói a maior parte do 3 He existente durante a fase evolutiva do gigante vermelho. Uma vez que o mecanismo de mistura profunda afeta não apenas os rendimentos estelares de 3 He, mas também os de outros elementos mais abundantes, por exemplo, reduzindo significativamente a razão 12 C / 13 C prevista por cálculos de nucleossíntese padrão, seguimos um dobramento duplo abordagem para verificar a autoconsistência deste cenário.

Por um lado, calculamos a evolução galáctica correspondente dos isótopos de carbono e comparamos as previsões resultantes com as restrições observacionais disponíveis. Aqui apresentamos os resultados desses novos cálculos, mostrando que uma porcentagem de pelo menos 75% de estrelas de baixa massa afetadas pela mistura profunda é necessária não apenas para reproduzir todas as abundâncias de 3 He observadas, mas também para melhor se ajustar ao tempo e distribuição espacial da razão isotópica 12 C / 13 C.

Por outro lado, observamos no IRAM um número de PNe (com e sem linhas 3 He detectadas) para medir seus 12 C / 13 C e verificar se a distribuição das razões resultantes com a massa do progenitor estelar é consistente com o percentagens derivadas dos modelos de evolução química. As incertezas na derivação das proporções de carbono e das massas do progenitor são muito grandes para inferir resultados firmes a partir dessas medidas, mas mostramos que são consistentes com os dos modelos de evolução química.

Tanto em redshifts baixos quanto em altos, os quasares parecem ser menos numerosos do que as galáxias e fornecem uma contribuição menor para a radiação ionizante de fundo. Usando uma modelagem detalhada da evolução do fundo ionizante de z = 0 a 5, discutimos suas implicações para uma variedade de observáveis, do He II Efeito Gunn-Peterson para a densidade de luminosidade de galáxias e quasares em função do redshift. Analisamos em detalhes o padrão de abundâncias e razões de íons (C 4 , Si 4 , Si III , O VI ) em ambos os desvios para o vermelho alto e baixo, usando observações de Keck e HST respectivamente, e confirma nossa previsão anterior de que o fundo é dominado por jovens estrelas massivas em e. Discutimos as implicações desta análise e fornecemos testes adicionais para medir a forma e a amplitude do fundo ionizante.

As Nebulosas Planetárias (PNe) são observáveis ​​a grandes distâncias em toda a Galáxia. Eles servem como sondas de cinemática e abundância no Bulge Galáctico e, portanto, são importantes para desvendar a história.

Identificamos 95 novas nebulosas planetárias candidatas, além das 34 conhecidas anteriormente, nos 4 graus centrais do Bulge Galáctico (Acker et al. 1992, Catálogo Strasbourg-ESO de Nebulosas Planetárias Galácticas), em [SIII] 9532 usando o KPNO 0.6- m Schmidt. Os 45 candidatos mais brilhantes desta amostra única e grande foram confirmados espectroscopicamente como nebulosas planetárias no ESO 1,52 m, e 22 candidatos mais fracos foram confirmados com o CTIO 4 m. A dispersão da velocidade é consistente com a dispersão da velocidade estelar no Bulge e reafirma a probabilidade de que essas nebulosas planetárias não sejam objetos em primeiro plano.

Até agora, metade do PNe foi observada no rádio contínuo para obter seu fluxo de rádio e diâmetro angular, e para estimar a extinção e o fluxo H absoluto total. O conhecimento dessas quantidades é necessário para determinar as abundâncias e propriedades da estrela central via modelagem de fotoionização com o método descrito em van Hoof & amp Van de Steene (1998, submetido pelo MNRAS).

Apresentaremos os últimos resultados da modelagem de fotoionização.

Muito poucos DLA em z & lt1.1 foram analisados ​​até agora e ampliar a amostra é essencial para entender a natureza do DLA. Estudamos as propriedades de dois DLA em z = 0,68 em direção a HE1122-1649 ez = 1,15 em direção a HE0515-4414. As abundâncias de metal são bastante baixas (de 1/10 e & lt1 / 20 do valor solar) e comparáveis ​​às abundâncias em alto z DLA. Portanto, o aumento da metalicidade com z decrescente parece ser muito mais moderado do que o esperado em modelos de enriquecimento químico cósmico e a amostra ampliada é até compatível com nenhuma evolução metálica. O padrão de abundância relativa para o DLA em z = 1,15 para HE0515-4414 é compatível com quantidades consideráveis ​​de poeira do tipo galáctico. Pelo contrário, para o sistema em z = 0,68 em direção a HE1122-1649, as quantidades comparáveis ​​de Fe, Ti e Zn sugerem que o sistema tem uma abundância de metal muito baixa e um teor de poeira insignificante. Seu padrão de abundância se assemelha um pouco ao das estrelas Halo pobres em metal. As restrições para N / Fe e N / Si também indicam z = 0,68 DLA como uma galáxia com formação recente de galáxias. Apenas fraca absorção de espécies altamente ionizadas associadas a baixo z DLA foi detectada e provavelmente se origina em regiões distintas do gás pouco ionizado. Os perfis de íons baixos mostram uma estrutura muito complexa: o sistema em z = 0,68 se estende por 300 kms -1 e z = 1,15 DLA apresenta várias subestruturas por mais de 700 kms -1, a maior extensão no espaço de velocidade encontrada até data para um DLA. Possíveis correlações entre a cinemática do perfil e a metalicidade são discutidas. Esses novos sistemas adicionados à amostra disponível confirmam a afirmação de que o DLA é uma população heterogênea.

A espectropolarimetria Deep Keck foi obtida de 9 poderosas galáxias de rádio com redshift entre 2,3 e 3,6 dando uma cobertura espectral de Ly alfa para além de CIII]. Além de revelar novas correlações entre a relação de linha NV / CIV e polarização, detectamos claramente o recurso de poeira de 2200 angstrom. Todos os objetos em nossa amostra exibem uma forma contínua comum com um máximo em torno de 1400 angstrom (que corresponde ao mínimo da curva de extinção de poeira) e uma queda em torno de 2200 angstrom. Ajustar os dados por uma lei de potência absorvida por uma lei de extinção galáctica padrão no quadro de resto da galáxia ragio dá um E (B-V) de e um SED aproximadamente plano em. Isso sugere um mecanismo de 'atmosfera de dispersão', onde a maior parte da luz que vemos vem de regiões onde a profundidade óptica está. Discutiremos as implicações desse resultado para a história e as taxas de formação de estrelas, a química da poeira e a composição química do ISM.

A influência do meio ambiente nos processos que regulam a formação estelar e a evolução das galáxias é um parâmetro chave no estudo da origem e evolução das galáxias. Novas evidências reforçaram a ideia de que galáxias localizadas em ambientes de alta densidade, como grupos e aglomerados, apresentam diferentes taxas de formação de estrelas e histórias evolutivas em comparação com galáxias de campo. Uma compilação dos resultados mais recentes relativos aos efeitos ambientais na formação de estrelas e evolução química é revisada, com ênfase especial na análise da evolução das galáxias formadoras de estrelas.

Os espectros de pequena abertura HST FOS cobrindo a faixa de comprimento de onda 1600 a 8500 & # 197 foram obtidos sobre um dos Glóbulos Parcialmente Ionizados de Trapézio (PIGS) e um filamento estreito no núcleo de M 42. Os espectros foram comparados com o fundo circundante e o densidade, temperatura e abundância de elétrons foram derivadas. Para o PIG encontramos uma densidade muito alta (5 10 5 cm -3), de modo que grande parte da emissão da linha proibida ocorre na densidade crítica, como resultado, a temperatura do elétron derivada é alta, uma vez que a emissão da linha proibida não pode resfriar efetivamente o gás . O filamento exibe o mesmo efeito, mas a densidade é mais modesta, mas ainda melhorada em relação aos arredores médios. Isso sugere uma explicação natural das flutuações de T e em Órion - que elas são de fato atribuíveis ao efeito cululativo de glóbulos de alta densidade e espacialmente não resolvidos na linha de visão.

Nós regamos o conjunto de imagens de banda estreita WFPC2 de M 42 para produzir mapas de razão fotometricamente precisos, a fim de estudar a possível presença de condensações de alta densidade com razões de linha semelhantes às condensações observadas com FOS. Descobrimos que até 5% da emissão somada do núcleo de Orion pode surgir em glóbulos densos e discutir o efeito que isso tem nas determinações de abundância em geral.

Galáxias elípticas são os objetos mais evoluídos quimicamente no universo. A abundância média de metal de uma galáxia elíptica não é muito maior que a do sol, diminuindo com o raio d [Fe / H] / d log R = -0,3 dex por década. Elementos leves (pelo menos N, Na e Mg) são aumentados em relação a Fe e Ca em núcleos elípticos. No caso do Mg, para o qual existem os melhores dados, o realce do elemento de luz parece global, não um fenômeno apenas do núcleo. No entanto, há uma tendência clara com o tamanho da galáxia: galáxias grandes têm um realce mais forte do elemento de luz do que as pequenas. Das várias explicações possíveis para isso, preferimos aquela em que o FMI era levemente pesado no topo das galáxias maiores, causando mais enriquecimento de elemento leve da supernova Tipo II. A distribuição de abundância das galáxias elípticas é fortemente apurada, como a da vizinhança solar ou ainda mais extrema.


O verdadeiro dia do juízo final? 21 de dezembro de 2012 (Dan Eden, Parte 2)

Desde que escrevi o artigo do Juízo Final, recebi muitos e-mails, principalmente me perguntando se isso é realmente verdade e o que eles deveriam fazer.

Sei que tive dificuldade em lidar com esse assunto, tanto emocional quanto espiritualmente. Não posso dizer que aperfeiçoei a & quotatitude & quot certa sobre o que o futuro reserva. Para ser sincero, acho que sempre evitei aceitar os fatos. Tive esperança. Mas essa nova evidência me força a abrir meus olhos e minha alma para colocar minha vida em ordem. Espero que faça o mesmo por você.

Embora o & quotdoomsday & quot esteja frequentemente relacionado ao calendário maia, isso é apenas uma coincidência. 12 de dezembro de 2012 é um dia significativo na astronomia por causa de uma série de eventos importantes que afetarão nosso sol. Seria um "dia do fim do mundo", mesmo que nunca soubéssemos sobre o calendário maia. No entanto, quanto mais entendemos esta civilização antiga e apreciamos seu conhecimento de astronomia, devemos assumir que eles sabiam que esta data era auspiciosa. Então, vamos falar apenas sobre astronomia aqui. Existem muitas informações. Tentarei torná-lo fácil de entender.

Rosquinhas vitrificadas na lua

Vamos começar na década de 1960 com a Apollo 11 tripulada pousando na lua. Em um de seus EVA & # 8217s (atividades extra-veiculares), os astronautas fotografaram e coletaram amostras de algumas pequenas crateras, com cerca de 20 cm a 1,5 metros de diâmetro. Quando eles examinaram o chão dessas crateras, eles notaram o que pareciam rosquinhas esmaltadas. Na verdade, eram pedaços de terra lunar recobertos por vidro.

As áreas envidraçadas estão claramente concentradas nas superfícies superiores das protuberâncias, embora também existam em alguns lados. Pontos e bordas parecem ser fortemente favorecidos para o processo de envidraçamento. Em alguns casos, as gotas parecem ter descido por uma superfície inclinada por alguns milímetros e congelado ali. [1]

Quase ninguém no público em geral foi informado desta descoberta e, mesmo que soubesse, dificilmente poderia ter percebido o significado.

Mas em 1969, um artigo em Ciência por T. Gold [1] propôs uma teoria de como eles foram feitos. O vidro, como sabemos, é feito de areia derretida. Ocorre naturalmente perto de fontes de alta temperatura, como vulcões e impactos de meteoros. Os testes da bomba atômica na área de White Sands do Novo México & # 8217s produziram um pequeno "floco" de vidro no marco zero. Portanto, nunca houve uma dúvida sobre o vidro lunar também ter sido criado por algo muito quente.

O fato de o esmalte ficar confinado a pequenas manchas, de 0,5 a 10 mm, sugeriu aos cientistas que a superfície havia sido eletrocutada em vez de cozida lentamente. E a provável origem deste zap foi o nosso sol. Gold estimou que a luminosidade solar teria que aumentar 100 vezes o que é normalmente, por uma duração de 10 a 100 segundos.

Além disso, devido à falta de detritos ou sujeira cobrindo este vidro, isso deve ter ocorrido nos últimos 30.000 anos. Isso fez Gold propor que o Sun & # 8212 nosso A Sun & # 8212 faz isso a cada 10.000 anos ou mais. Ele sugeriu que pesquisas futuras deveriam procurar um evento & quottrigger & quot & # 8212, possivelmente um grande cometa ou asteróide impactando a superfície do sol. Ele estimou que isso teria que ser apenas 100 km e pesar 3 x 10 21 gramas.

Décadas se passaram e essa teoria não recebeu muita atenção. Então, como costuma acontecer, a teoria recebeu um novo olhar de um gênio, Dr. Paul LaViolette. Ele não estava satisfeito com a origem do vidro sendo causada por uma explosão solar, principalmente porque a saída teria que ser na escala de uma nova, não apenas um clarão. Ele imaginou outra possibilidade.

LaViolette previu uma grande erupção solar ou ejeção de massa coronal (CME) que ficaria magneticamente aprisionada na magnetosfera da Terra & # 8217s [2]. A magnetosfera, então, manteria essa bola de fogo de radiação como uma garrafa térmica magnética, permitindo que a Lua e a Terra fossem expostas por um período de tempo longo o suficiente para realmente "assar rapidamente" suas superfícies.

Os críticos rapidamente denunciaram a teoria de LaViolette & # 8217s citando evidências de "poeira cósmica" e elementos raros no vidro lunar e concluindo que a fonte de calor era de um impacto de meteoro. [3]

Mas LaViolette propôs que essa poeira cósmica provavelmente estava presente na superfície da Lua durante o tempo em que foi derretida no vidro. Na verdade, ele propôs que todo o sistema solar estava cheio dessa poeira cósmica na época da erupção solar. Ele foi justificado quando os núcleos de gelo polar mostraram depósitos incomuns de poeira cósmica em srata, marcando o fim da última era do gelo [4]. Este período de tempo, cerca de 12.950 AC, aproxima-se da idade atual do vidro lunar. Então, de onde veio toda essa poeira cósmica?

Como a Terra, todo o nosso sistema solar tem sua própria atmosfera, chamada de heliopausa. Esta & quotbubble & quot envolve o Sol e os planetas enquanto viaja através do espaço galáctico. Como a magnetosfera da nossa Terra & # 8217s, o movimento da heliopausa cria uma "cabeça de quothead" arredondada e uma "cauda" estreita. Na verdade, é mais em forma de ovo (Veja acima) Até recentemente, os astrônomos acreditavam que nosso sistema solar era uma região relativamente livre de poeira cósmica. A poeira cósmica e o material congelado do espaço foram mantidos fora dessa bolha protetora.

Isso foi confirmado quando as espaçonaves IRAS e Ulysses mostraram imagens infravermelhas do sistema solar, cercado por nuvens de poeira cósmica que aumentam de densidade logo além de Saturno.

Portanto, se a poeira cósmica envolve a heliopausa, o que a faria entrar repentinamente na heliopausa e como isso coincidiria com enormes erupções solares? LaViolette imaginou algo interrompendo a heliopausa de fora, impactando-a e atraindo a poeira cósmica para dentro com ela e energizando o sol. A energia de tal impacto seria imensa. O lugar mais lógico para procurar por uma energia tão enorme era a Via Láctea.

Examinando a forma das nuvens de poeira cósmica, a equipe do satélite IRAS relatou que a nuvem estava inclinada em relação à eclíptica do sistema solar & # 8217s & # 8212, o plano estreito que contém nossos planetas. LaViolette percebeu que esse estranho alinhamento remontava ao centro galáctico. Isso foi rapidamente verificado pela nave espacial Ulysses da NASA & # 8217s e pelo observatório de radar espacial AMOR da Nova Zelândia & # 8217s. O que quer que tenha causado o fim da última era do gelo, o Sol brilhar e causar a formação do vidro na Lua, veio do centro da Galáxia da Via Láctea. O enredo estava ficando mais interessante.

Os astrônomos sabem sobre a intensa radiação do espaço desde os anos 1970. Várias explosões de poderosos raios gama eram rotineiramente detectadas e acreditava-se que se originavam de estrelas da Via Láctea. Assumindo que essa energia se originou localmente, os astrônomos concluíram que esse tipo de explosão de raios gama era insignificante e inofensivo. Então, em dezembro de 1997, eles tiveram a tecnologia e boa sorte para capturar uma forte explosão de raios gama e rastreá-la. A fonte não estava dentro da Via Láctea. Era de uma galáxia distante a bilhões de anos-luz de distância.

Uma revisão de outras explosões mostrou que suas suposições estavam erradas. Todas as explosões de raios gama que eles estavam observando eram de outras galáxias muito, muito distantes. A quantidade de energia proveniente de objetos tão distantes foi um verdadeiro choque. Ninguém jamais imaginou que tais explosões poderosas pudessem ser geradas por centros galácticos. A ideia de uma explosão vinda de nosso próprio centro galáctico da Via Láctea era abismal. Uma explosão com a mesma intensidade do evento de 1997, originada de dentro da Via Láctea, entregaria 100.000 vezes a dose letal de radiação, matando todas as formas de vida expostas. Isso poderia realmente acontecer conosco?

Esta pergunta foi respondida em 27 de agosto de 1998, quando um pulso incomum de raios gama de 5 minutos foi localizado a apenas 20.000 anos-luz de distância na constelação de Aquila. Pode parecer uma distância enorme, mas para os astrônomos é apenas a “porta seguinte”. A Via Láctea, por exemplo, tem apenas 100.000 anos-luz de ponta a ponta.

O evento de 1998 foi próximo e forte o suficiente para ionizar a atmosfera superior da Terra e # 8217, danificar algumas espaçonaves e interromper a comunicação global. Desde então, os astrônomos colocam rajadas de raios gama do núcleo do Glaxy & # 8217s no topo da lista de coisas que nós não & # 8217t quer que aconteça.

Antes de Aquila, os cientistas temiam apenas estrelas explodidas, novas # 8212 e supernovas. Agora as coisas são diferentes. É como viver em um gueto e temer tiroteios e balas aleatórias. Então, um dia, você descobre que há uma bomba nuclear na rua, esperando para explodir.

Não em minha galáxia!

Ironicamente, todos esses fatos são incorporados à teoria LaViolette & # 8217s & quotsuperwave & quot. Ele conclui que há explosões cíclicas e frequentes no núcleo do Galaxy & # 8217s. Essas ondas de radiação avançam para fora das bordas da Galáxia, impactando tudo e fazendo com que estrelas explodam em seu caminho. Ele acredita que isso é o que aconteceu muitas vezes com nosso próprio sistema solar & # 8212, a mais recente superonda de radiação sendo 14.950 anos atrás. Ele visualiza a onda de choque & # 8212 ou superonda & # 8212 arrastando poeira cósmica junto com ela enquanto entra na heliopausa e energiza nosso sol.

Amostras de núcleo de gelo apoiam esta visão Evidências dos efeitos da poeira cósmica mostram estratos de gelo correspondentes aos anos 13.880 a 13.785 aC. Esta evidência, junto com o vidro da Lua, a presença de poeira cósmica e o fim abrupto e atípico da última era do gelo & # 8212 apontam para uma relação íntima entre a atividade solar extrema e radiação gama do centro da Galáxia da Via Láctea & # 8217s.

Alguma coisa mudou

Mais preocupante é a sugestão de alguns cientistas de que essa radiação poderosa pode não exigir uma explosão ou explosão dramática para causar erupções no sol. Físicos em quase uma dúzia de instituições de pesquisa, incluindo a Universidade de Nova York, descobriram evidências de raios gama de alta energia emitidos por uma faixa estreita no equador da Via Láctea. Esses níveis de raios gama marcam as energias mais altas já detectadas na Galáxia.

Os raios gama tinham uma energia média de 3,5 trilhões de elétron-volts, ou 3500 vezes a massa-energia de um próton. Experimentos anteriores de satélite viram emissões de raios gama ao longo do equador galáctico atingindo energias de apenas 30 bilhões de elétron-volts.

Talvez relacionado a isso esteja o fato intrigante de que, embora não tenhamos testemunhado nenhuma explosão galáctica ou "explosão", as medições de poeira cósmica fluindo dentro da heliopausa têm aumentado continuamente [6] a quase três vezes desde o último máximo solar em 2001.

Durante o máximo solar de cada ciclo de 11 anos, a polaridade do Sol muda & # 8212 Norte torna-se Sul e vice-versa. Este breve período de instabilidade magnética permite que alguma poeira cósmica entre na heliopausa porque os escudos do Sol estão reduzidos.Mas, uma vez que a nova polaridade é estabelecida, o Sol geralmente bloqueia rapidamente a poeira. Desta vez, não aconteceu. A poeira cósmica está fluindo do centro glático e os astrônomos não conseguem explicar o porquê.

É provável que o sistema solar já esteja experimentando a energia invasiva do equador galáctico conforme nos movemos para a posição e nos alinhamos com ele em 2012.

Como será quando isso acontecer conosco? Talvez a evidência mais dramática do que podemos esperar em 2012 venha do lugar mais improvável & # 8212 pinturas rupestres antigas! Esculturas em pedra antigas de todo o globo, criadas durante o último "zap" solar, 14.950 anos atrás, parecem ilustrar um evento espetacular que aconteceu quando a Terra foi atingida pela última vez por radiação extremamente alta. Isso é um pouco difícil de explicar, mas tentarei.

Vista de cima, a aurora na verdade forma uma forma de taça (ou cálice) luminosa e eletricamente carregada que se estende para o espaço a partir de cada pólo.

Todos nós estamos familiarizados com as faíscas que brilham intensamente quando descarregamos corrente elétrica. Lightening é um bom exemplo. Energia extremamente alta, chamada plasma, tem mostrado formas únicas quando é feita para descarregar & # 8212, especialmente em torno de uma esfera. As luzes do norte são um exemplo de como este "quotspark" de plasma pode formar folhas ou tubos luminosos e eletricamente carregados nos pólos da Terra. O aurora, como é chamado, ocorre quando a energia branda do nosso Sol é capturada e dissipada pelos pólos magnéticos da Terra.

Energia extremamente alta & # 8212, o tipo que teria causado o vidro da Lua e atingido a Terra & # 8212, cria uma descarga mais elaborada. Os físicos chamam isso de z-pinch formação. O z-pinch foi amplamente pesquisado por um grupo liderado por Anthony L. Peratt com o Laboratório Nacional de Los Alamos, Los Alamos, NM e é descrito em seu artigo, Características para a ocorrência de uma Aurora Z-Pinch de alta corrente registrada na Antiguidade Parte II: Direcionalidade e fonte[5]. Neste artigo, o Dr. Peratt ilustra a forma e as características dessa descarga de alta energia na Terra e mostra milhares de locais de petróglifos em todo o globo onde essa pinça em z foi observada e registrada em esculturas antigas.

O termo z-pinch origina-se de experimentos em que físicos fizeram com que correntes extremamente altas fluíssem por fios finos dispostos verticalmente em uma formação tubular. Eles notaram que a energia vaporizou rapidamente os fios, mas o campo magnético gerado por esses caminhos permaneceu e conteve (ou "comprimiu") o fluxo de energia, colapsando os fluxos de energia em direção ao centro da configuração tubular & # 8212 chamada z -eixo. Quando os fluxos de energia convergem, eles formam formas únicas que persistem e podem ser observadas como elementos de Birkeland, nomeados em homenagem a seu descobridor.

[Acima (esquerda): Imagem virtual da coluna de plasma auroral intensa, vista em um ângulo de inclinação, não em escala. Acima (direita): Visão conceitual dos filamentos da bainha de Birkeland ao redor da Terra (28 pares próximos). O fluxo relativístico de elétrons é descendente em direção à Antártica. O pacote atual acima da Antártica gira no sentido anti-horário. Por convenção, as correntes e o fluxo de íons de Birkeland são ascendentes em direção ao Ártico. Ainda não completamente resolvido, há uma curvatura na bainha do filamento superior que permite que os plasmóides superiores e a coluna sejam vistos nas latitudes norte.]

Se a Terra fosse eletrocutada por radiação de alta energia, seja do Sol ou do núcleo Galáctico, o planeta seria circundado por linhas distintas de energia, convergindo nos pólos norte e sul. Essas faixas continuariam a se estender bem para fora dos pólos do planeta & # 8217s e para o espaço e seriam visíveis de quase todos os pontos da Terra & # 8212, cada um com sua própria perspectiva única.

Experimentos de laboratório com uma esfera de metal, representando a Terra, mostram a forma & quotchalice & quot criada por caminhos de alta energia [acima de] Estranhamente, experimentos repetidos mostram uma preferência por 56 "raios" ou bandas distintas de energia. Este mesmo número é freqüentemente representado nas pinturas rupestres antigas!

[Acima (esquerda): Petróglifos do hemisfério norte da bacia do rio Columbia, 45,65ºN, 121,95ºW. À direita: visão oblíqua da coluna de plasma auroral a partir dessas coordenadas. Acima (direita): Nasca, vaso do Peru, data desconhecida (14,24ºS, 75,58ºW). Observe a semelhança com os petróglifos do hemisfério norte.]

O recente arquivo global de pinturas rupestres globais demonstrou que essas formas foram registradas corretamente em gravuras rupestres por humanos que presenciaram este evento!

[Acima (esquerda): Pictogramas com listras brancas no Centro de Turismo Cultural Iga Warta, Cordilheira North Flinders (30.59ºS, 138.94ºE). É mostrado Cliff Coulthard, Departamento Australiano de Meio Ambiente e Planejamento no Patrimônio Aborígene, uma autoridade em técnicas de pintura pictográfica que analisou obras como a arte rupestre de Madalena na França. Acima (direita): Irmãos Relâmpago, Ingaladdi, Rio Vitória, país Wardaman do Território do Norte (15ºS, 130ºE). Novas técnicas de datação desta imagem pictográfica de pigmentação inorgânica vermelha foram feitas usando um método de extração química de plasma e correspondem à era do z-pinch.]

Quando os pesquisadores foram a vários sítios petróglifos que continham os artefatos z-pinch, eles traçaram cuidadosamente a localização do GPS e observaram se o antigo artista tinha uma visão clara do horizonte sul. Quase todos os sites tinham essa visão. O número e a extensão desses locais petróglifos globais demonstram claramente o propósito desta arte. Além disso, dependendo da latitude, as representações do z-pinch corresponderam à perspectiva exata que seria esperada.

Alguns exemplos de pinturas rupestres z-pinch são mostrados aqui. Recomendamos fortemente a leitura do artigo completo. Agradecemos especialmente ao membro da equipe, John McGovern, por trazer este importante trabalho à nossa atenção.

Então, o que sabemos com certeza?

Os dados recentes mostram que efeitos dramáticos e potencialmente mortais podem resultar de erupções solares e ejeções de massa coronal. Dados substanciais sugerem que um evento, semelhante ao previsto no cenário do & quotdoomsday & quot de 2012, ocorreu há cerca de 14.950 anos e foi registrado por humanos antigos. Este evento parece ter durado vários anos de duração e foi responsável pelo fim abrupto da última era glacial, bem como um abate substancial da população humana.

As descobertas surpreendentes de LaViolette, apoiadas por outras pesquisas, sugerem que o evento solar extremo correspondia a uma radiação poderosa vinda do centro da Via Láctea e estava associado a raios gama e poeira cósmica. Observações recentes mostraram um aumento dramático na energia de raios gama no equador Glaxy & # 8217s, que estará em alinhamento máximo com nosso sistema solar em 12 de dezembro de 2012. Os registros anteriores em núcleos de gelo (estratos de 13.880 a 13.785 aC) sugerem que intenso a radiação deste último evento poderia ter durado muitos anos. Parece altamente provável que este alinhamento irá causar outro evento solar extremo, uma vez que outros fatores que precipitam um & quot máximo quotsolar & quot (ou seja, a oposição dos principais baricentros planetários) também convergem nesta data exata.

O fato de os centros galácticos irradiarem rotineiramente raios gama letais torna improvável que a vida, pelo menos como a entendemos, possa sobreviver no universo. Mais cedo ou mais tarde, ele está destinado a ser eletrocutado.

Um novo estudo genético da variação do cromossomo Y pelo Dr. Marcus Feldman da Universidade de Stanford mostra que a população da qual a atual população mundial é derivada consistia em cerca de 2.000 indivíduos. De alguma forma, humanos, flora e fauna sobreviveram ao dia do juízo final e alguns ainda podem sobreviver após 2012. De fato, muitas das antigas profecias que encontrei em minhas viagens ao redor do mundo falam de uma & quotluz ​​brilhante & quot ou & quotflash & quot seguida pela & quot boa semente & quot ( isto é, a humanidade) que se levantaria e repovoaria o mundo. [7]

Organismos na Terra, incluindo humanos, evoluíram durante tempos de silêncio & # 8212 entre as explosões letais de nosso próprio centro da Via Láctea. Isso significa que somos realmente únicos (e sortudos). Mas também significa que nossa morte final faz parte da ordem natural. Este universo é maior do que nós e nossas vidas. Somos apenas fenômenos transitórios, aparentemente indo contra as leis da entropia, mas uma parte da realidade cósmica. Isso não é bom nem ruim. É simplesmente é.

E ainda há uma parte de nós que pode continuar. Essa esperança é a que devemos nos agarrar. Me diga o que você acha.

[1] Gold, T. & quotApollo II Observations of a Remarkable Glazing Phenomenon on the Lunar Surface. & Quot Ciência 165 (1969):1345.

[2] Trecho de Paul LaViolette & # 8217s 1983 Ph.D. dissertação, & quotExplosões galácticas, invasões de poeira cósmica e mudança climática. & quot

[3] Morgan, Laul, Ganapathy e Anders (1971 Morgan, J. W., Laul, J. C., Ganapathy, R., e Anders, E. "Glazed Lunar Rocks: Origin by Impact." Ciência 172(1971):556

[4] Zook, H. A., Hartung, J. B., e Storzer, D. & quotSolar Flare Activity: Evidence for Large Scale Changes in the Past. & Quot. Icaro 32(1977):106

[5] Anthony L. Peratt, Fellow, IEEE, John McGovern, Alfred H. Qoyawayma, Life Member, IEEE, Marinus Anthony Van der Sluijs e Mathias G. Peratt, Member, IEEE, & quotCharacteristics for the Occurrence of a High-Current Z-Pinch Aurora as Recorded in Antiquity Part II: Directionality and Source, & quot IEEE Transactions on Plasma Science, Vol. 35, NO. 4 de agosto de 2007.


Imagem incrível: lindo caos magnético no centro galáctico

O centro de nossa galáxia é um turbilhão aterrorizante de matéria e energia.

Você pensaria que ter um buraco negro supermassivo seria a principal fonte do caos, mas na verdade é um pequeno jogador. Em vez disso, o frenesi no coração da Via Láctea é criado por estrelas explodindo, regiões de nascimento de estrelas massivas e fluxos de gás quente. E puxar as cordas de tudo isso - quase literalmente - são campos magnéticos poderosos.

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A melhor maneira de ver isso é olhando para as extremidades opostas do espectro, neste caso bastante literalmente: raios-X de alta energia e ondas de rádio de baixa energia. E quando você faz isso, o que você vê é um pandemônio magnífico:

Os 1.000 x 2.000 anos-luz centrais da galáxia vistos em raios-X (vermelho, verde, azul) pelo Observatório de raios-X Chandra e ondas de rádio (cinza e roxo) por MeerKAT. Crédito: Raios-X: NASA / CXC / UMass / Q.D. Rádio Wang: NRF / SARAO / MeerKAT

Esta imagem mostra uma enorme região do céu, com mais de 2 x 4 graus, cobrindo a área de cerca de 50 luas cheias - na escala do centro galáctico a cerca de 26.000 anos-luz de distância, é uma área de 1.000 x 2.000 anos-luz de diâmetro. A galáxia é um disco plano, e vemos isso como uma linha larga que corre horizontalmente no meio desta imagem (o centro exato da galáxia está localizado no lado direito da mancha branca muito brilhante no meio da imagem). E, puta merda, que bagunça isso.

É difícil saber por onde começar. Mas a maior parte do que você está vendo aqui é gás quente (mostrado com raios-X cada vez mais energéticos em vermelho, verde e azul) que está apenas pendurado lá, ou explodido por estrelas explodindo, ou formando novas estrelas em enormes estrelas estelares viveiros. Este gás é tão quente que brilha em raios-X, e esta imagem é um mosaico de 370 imagens obtidas pelo Observatório de raios-X Chandra, baseado no espaço, ao longo de duas décadas de 1999–2019.

Adicionadas a este mosaico estão as observações do observatório de rádio MeerKAT na África do Sul (mostrado em roxo claro e cinza). Embora as ondas de rádio sejam de baixa energia, elas podem mostrar mecanismos físicos com muita energia, incluindo campos magnéticos intensos. Os elétrons giram em torno das linhas do campo magnético, emitindo ondas de rádio chamadas radiação síncrotron.

A parte central da galáxia (esquerda) e a mesma imagem rotulada (direita). Os filamentos estão em retângulos vermelhos, os círculos roxos são aglomerados de estrelas e nuvens de gás, os círculos verdes são aglomerados de poeira densa que refletem os raios X e o buraco negro supermassivo central que marca o centro galáctico exato Sgr A * está marcado com uma seta. Crédito: Raios-X: NASA / CXC / UMass / Q.D. Rádio Wang: NRF / SARAO / MeerKAT

Isso significa que as observações do MeerKAT nos mostram onde estão as linhas do campo magnético, e você notará que tende a formar fitas longas e finas alinhadas apontando para longe do centro galáctico. O centro da galáxia está lotado, com aglomerados de estrelas massivas como Arches e o Quintupleto, bem como estrelas em explosão. Isso tende a aquecer o gás e expulsá-lo do centro, embora o mecanismo exato envolvido não seja conhecido. Esse gás carrega consigo seu próprio campo magnético, e as nuvens de gás podem formar longas correntes na junção onde colidem. Seus campos magnéticos interagem, se reconectam uns com os outros e excitam o gás naquelas gavinhas incrivelmente finas.

O fio / filamento G0.17-0.41 tem 100 anos-luz de comprimento em rádio e 20 em raios-X. Seu original não é claro, embora fortes campos magnéticos estejam envolvidos. Crédito: Raios-X: NASA / CXC / UMass / Q.D. Rádio Wang: NRF / SARAO / MeerKAT

Uma gavinha, chamada G0.17-0.41, parece ser mais perpendicular ao plano galáctico. Tem emissão de rádio que se estende por cem anos-luz - um quatrilhão quilômetros - mas tem apenas alguns anos-luz de largura, e apenas o trecho de 20 anos-luz mais brilhante está emitindo raios-X. Os campos magnéticos aparentemente podem restringir o gás extremamente bem.

Você também pode ver enormes plumas de gás (procure a bolha alongada principalmente lilás acima do plano galáctico, e a faixa vermelha abaixo) que estão sendo explodidas. Vemos coisas assim em outras galáxias, e as vistas aqui podem estar relacionadas com muito, Muito de bolhas de Fermi maiores vistas em raios gama que se estendem por dezenas de milhares de anos-luz do centro da galáxia.

Comparações lado a lado das observações de raios-X (esquerda) e de rádio (direita) do centro galáctico. Crédito: Raios-X: NASA / CXC / UMass / Q.D. Rádio Wang: NRF / SARAO / MeerKAT

Alguma coisa com uma grande quantidade de energia disponível está empurrando aquele gás em alta velocidade para longe do centro galáctico, e não está claro o que é. Os astrônomos discutem se é por causa de múltiplas supernovas explodindo gás, ou o poder combinado de milhares e milhares de jovens estrelas massivas nascidas lá que também sopram ventos poderosos. Há também o buraco negro supermassivo Sgr A * não muito longe, que pode alimentar alguns processos bastante violentos e também pode desempenhar um papel. Ninguém realmente sabe.

Você pode culpá-los? Olha essa região! Caramba.

Brinco com uma amiga minha geóloga às vezes, dizendo a ela que a Terra mente para nós. Um conceito básico em geologia é que coisas mais profundas são mais antigas, uma vez que as coisas tendem a se acumular com o tempo ... a menos que tenha havido uma elevação, ou um sinclinal, ou um terremoto, ou erosão, ou ou. Tentando na realidade descobrir o que coisas aconteceram quando em geologia é uma bagunça. Ao contrário da astronomia, é claro, digo com altivez, onde as coisas tendem a ser tão distantes que olhar para elas é relativamente fácil, e não é muito difícil ver o que é o quê.


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