Astronomia

Os processos físicos das linhas de emissão na nebulosa cósmica

Os processos físicos das linhas de emissão na nebulosa cósmica


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Acho que entendo como ocorrem as linhas de absorção nos corpos cósmicos. Mas depois de ler sobre as linhas de emissão em quasares, estou me perguntando cada vez mais sobre os processos físicos que causam as linhas de emissão em nebulosa cósmica. Espero que você possa me explicar esses processos, mais precisamente de onde para onde a energia precisa fazer a transição e se há requisitos de temperatura nos objetos envolvidos. Abaixo estão algumas das afirmações que encontrei e não entendi:

  1. Nuvens / nebulosa de emissão precisam ser ionizadas - mas precisam ser apenas parcialmente ionizadas, certo? Se eles fossem totalmente ionizados, as transições de energia dos elétrons não seriam possíveis, então as linhas de emissão também não seriam possíveis e haveria apenas espalhamento.

  2. Apenas gases quentes criam linhas de emissão - isso é realmente verdade? Não seria possível que uma nuvem cósmica muito mais fria do que o objeto que a ilumina também causasse linhas de emissão (veja o desenho abaixo)?

  3. Em relação às linhas de emissão das estrelas, li que elas ocorrem devido à recombinação - isso é verdade? Mas por que apenas a energia inicial discreta dos elétrons permitiria que eles se recombinassem com um átomo (parcialmente) ionizado?

Então, você pode explicar os processos físicos das linhas de emissão da nebulosa com um pouco mais de detalhes do que os links? Tnx


Apenas uma resposta curta e provavelmente outras fornecerão mais detalhes.

  1. Se houver ionização de alguns átomos, então geralmente há recombinação também - você terá os dois processos em andamento, aproximadamente em equilíbrio um com o outro. Normalmente, quando um elétron se recombina com um átomo, ele o faz em algum estado excitado. Então, conforme ele cai desse estado excitado para estados mais baixos, ele emite um ou mais fótons no caminho para baixo. É assim que a ionização fornece linhas de emissão - é o processo inverso que importa para a emissão.

  2. Para ter linhas de emissão, a nuvem só precisa ser mais quente do que o fundo por trás dele. Então, em seu esboço, um observador na parte inferior veria um espectro de emissão (como você desenhou), mas um observador à direita veria um espectro de absorção (com as mesmas linhas) - dessa perspectiva, mais luz é perdido em relação à fonte de fundo (quente) que é reemitida nessa direção pela nuvem.

Este link pode ajudar com alguma explicação adicional dessas idéias.


Processos Físicos Commons &troca

Com base em downloads em junho de 2021

Relatividade Geral e Geometria Diferencial, Harry Hausner Union College - Schenectady, NY

Relatividade geral e geometria diferencial, Harry Hausner

Teses de Honra

Conversão e controle de energia solar usando células fotovoltaicas orgânicas, Kurt Wade Woods Western Kentucky University

Conversão e controle de energia solar usando células fotovoltaicas orgânicas, Kurt Wade Woods

Teses de mestrado e projetos especializados

As células fotovoltaicas orgânicas (OPV) são tecnologias emergentes e avançadas que são dispositivos leves e mecanicamente flexíveis com processos de alto rendimento a partir de material de baixo custo em uma variedade de cores. Rathnayake et al. da Western Kentucky University desenvolveram uma célula OPV baseada em nanoestrutura. Apresentado nesta tese é um modelo e simulação de um sistema fotovoltaico generalizado que pode prever o desempenho de painéis solares em várias condições ambientais. A simulação foi realizada em Matlab / Simulink e, ao inserir os parâmetros da célula, fornece as principais características elétricas, como a curva I-V da célula e informações de eficiência. O total .

New Foundation In The Sciences: Physics Without Varrer Infinities Under The Tapete, Florentin Smarandache, Victor Christianto, Robert Neil Boyd University of New Mexico

Nova base nas ciências: física sem varrer o infinito para debaixo do tapete, Florentin Smarandache, Victor Christianto, Robert Neil Boyd

Publicações para professores e funcionários de matemática e estatística

É amplamente conhecido entre as Fronteiras da física que a prática de “varrer para debaixo do tapete” tem sido a norma, e não a exceção. Em outras palavras, os paradigmas líderes têm forte tendência a serem aclamados como o único jogo da cidade. Por exemplo, a teoria do grupo de renormalização foi saudada como a cura para resolver o problema do infinito na teoria QED. Por exemplo, uma citação de Richard Feynman diz o seguinte: “O que os três ganhadores do Prêmio Nobel fizeram, nas palavras de Feynman, foi" livrar-se dos infinitos nos cálculos. Os infinitos ainda estão lá, mas agora podem.

Espectros de disco de acreção de binários de raio-X de buraco negro, Kristina Salgado University of Colorado, Boulder

Espectros de disco de acreção de binários de raio-X de buraco negro, Kristina Salgado

Teses de Graduação com Honra

Modelar binários de raios-X de buracos negros é complexo por natureza devido aos processos físicos complicados que ocorrem no disco (ou seja, espalhamento, absorção e emissão, efeitos relativísticos), no entanto, o efeito geral é uma mudança relativamente menor do espectro emergente para energias mais duras . Um único parâmetro, fcol é geralmente usado para capturar fenomenologicamente o efeito global no espectro observado. Uma rotina de minimização qui-quadrado foi desenvolvida a fim de ajustar três parâmetros para um espectro de disco de acreção: uma constante de normalização, a temperatura máxima de um disco de acreção e o fator de endurecimento espectral fcol em uma tentativa de restringir.

Preparando um banco de dados de fluxos de saída de velocidade extremamente alta em quasares, Griffin Kowash, Carla P. Quintero, Sean S. Haas, Paola Rodriguez Hidalgo Humboldt State University

Preparando um banco de dados de fluxos de saída de velocidade extremamente alta em quasares, Griffin Kowash, Carla P. Quintero, Sean S. Haas, Paola Rodriguez Hidalgo

IdeaFest: Jornal Interdisciplinar de Trabalhos Criativos e Pesquisa da Humboldt State University

Sobrenatural Cosmic Origins: Challenging The Reigning Paradigm, Rachel Blattner Liberty University

Origens cósmicas sobrenaturais: desafiando o paradigma reinante, Rachel Blattner

Teses de Honra Sênior

O estudo científico contemporâneo usa principalmente um paradigma baseado no naturalismo, materialismo e empirismo no qual basear a pesquisa. O modelo cosmológico amplamente aceito, a teoria do big bang, segue esse paradigma. Apesar de muitas fragilidades neste modelo e no próprio paradigma, os pesquisadores continuam a favorecer a modificação do modelo aceito em vez da adoção de outros modelos mais abrangentes. O paradigma do qual os modelos propostos por Russell Humphries, John Hartnett e Jason Lisle vêm justifica o relato bíblico da criação de seis dias na Terra jovem e se encaixa melhor nas evidências observacionais com menos suposições arbitrárias do que o paradigma de onde o big bang.

The Parallelization and Optimization Of The N-Body Problem Using Openmp and Openmpi, Nicholas J. Carugati Gettysburg College

A paralelização e otimização do problema de N-Body usando Openmp e Openmpi, Nicholas J. Carugati

Publicações de Alunos

O foco desta pesquisa é explorar as maneiras eficientes de implementar o problema NBody. O problema do N-Body, no campo da física, é um problema em que prediz ou simula os movimentos dos planetas e como eles interagem gravitacionalmente entre si. Para esta pesquisa, estamos vendo se a simulação pode ser executada de forma eficiente, delegando o trabalho computacional pesado por meio de diferentes núcleos de uma CPU. A abordagem que está sendo usada para descobrir isso é integrar a API de paralelização OpenMP e a biblioteca de passagem de mensagens OpenMPI no código. Em vez de todo o código em execução.

Espectroscopia estelar: novos métodos e percepções, Sanaz S. Golriz The University of Western Ontario

Espectroscopia estelar: novos métodos e percepções, Sanaz S. Golriz

Repositório Eletrônico de Teses e Dissertações

O estudo da evolução química das estrelas é de crucial importância, uma vez que desempenham um papel importante no enriquecimento da química do universo. Ao longo de sua vida, as estrelas passam por vários processos que podem alterar sua química. Gradualmente, os produtos da nucleossíntese do interior da estrela são levitados por radiação e convecção e misturados com as camadas superiores da atmosfera. Nos estágios posteriores de sua evolução, estrelas de massa baixa a intermediária (0,8-8,0

M☉) ejetar uma fração significativa desses produtos de nucleossíntese, resultando em um envelope circunstelar de gás e poeira ao redor da estrela central.

Nucleosíntese de Ciclo de Pp e Cno: Cinética e Modelagem Numérica de Processos de Fusão Competitiva, Matt Torrico, Matthew N. Torrico Universidade do Tennessee

Nucleossíntese Pp e Cno-Ciclo: Cinética e Modelagem Numérica de Processos de Fusão Competitiva, Matt Torrico, Matthew N. Torrico

Publicações de física e astronomia e outros trabalhos

A própria história da matéria (e, portanto, do Homem) está primorosamente acoplada aos processos de fusão nuclear que alimentam o Sol e outras estrelas. A fusão de hidrogênio em hélio e outros processos de fusão termonuclear (chamados coletivamente nucleossíntese processos) nos fornece não apenas a energia para levar nossas vidas, mas os próprios materiais.

Impact Melt Emplacement On Mercury, Jeffrey Daniels, Universidade de Western Ontario

Colocação de fusão de impacto em mercúrioJeffrey Daniels

Repositório Eletrônico de Teses e Dissertações

A cratera de impacto é um processo abrupto e espetacular que ocorre em qualquer mundo com uma superfície sólida. Na Terra, essas crateras são facilmente erodidas ou destruídas por processos endogênicos. A Lua e Mercúrio, no entanto, carecem de uma atmosfera significativa, o que significa que as crateras nesses mundos permanecem intactas por mais tempo, geologicamente. Nesta tese, técnicas de sensoriamento remoto foram usadas para investigar a colocação de derretimento por impacto sobre as crateras complexas e recentes de Mercúrio. Para crateras lunares complexas, o derretimento por impacto é preferencialmente ejetado da elevação mais baixa da borda, implicando em controle topográfico. Em Vênus, o derretimento do impacto é preferencialmente ejetado para baixo do local do impacto, implicando no controle da direção do impactador. Mercúrio, apesar de estar cheio de crateras.


1) Compreender como a radiação se propaga no espaço e interage com a matéria. Familiarize-se com os conceitos básicos de intensidade, fluxo e opacidade. Resolva a equação da transferência radiativa.
2) Compreender as propriedades físicas e a geração dos principais processos de emissão que fazem nosso Universo "brilhar" de diferentes maneiras em diferentes comprimentos de onda, incluindo emissão de corpo negro, bremsstrahlung, síncrotron, Compton e processos de espalhamento Compton inverso.
3) Compreender como a radiação produzida em sistemas astronômicos é modificada por propagação através de um plasma ou matéria interveniente, através de processos de absorção e reemissão.
4) Compreender a emissão e absorção de radiação por átomos e moléculas, e os mecanismos de formação de linhas, que são de fundamental importância para interpretar conjuntos de dados astronómicos.
5) Tornar-se proficiente na interpretação e modelagem de observações astronômicas de radiação eletromagnética (por exemplo, reconhecer os processos físicos que dão origem a diferentes características espectrais, derivar propriedades físicas das regiões emissoras com base em conjuntos de dados astronômicos reais de rádio para a banda de raios-X).

Projeto intermediário e final


FLIERs: Balas cósmicas ou gás evaporando?

Quando uma estrela de baixa massa chega ao fim de sua vida, ela se desprende de suas camadas externas e forma uma nebulosa planetária, uma concha de gás ionizado quente. Visto de longe, uma nebulosa planetária parece uma peça de arte cósmica, com cores brilhantes que contrastam fortemente com os confins escuros do espaço. Esses objetos têm sido alvos de estudo para astrônomos por causa de sua complexidade e beleza.

Se você folhear qualquer catálogo de nebulosas planetárias, notará que elas variam muito em forma, cor e tamanho. Alguns padrões e recursos, no entanto, surgem repetidamente, variações de um tema. Um exemplo disso é um grupo de estruturas minúsculas com o apelido mundano de regiões de baixa emissão de ionização - FLIERs, para abreviar. Esses aglomerados densos de gás relativamente neutro parecem estar se afastando do centro da nebulosa em altas velocidades - geralmente várias vezes a velocidade do som na nebulosa!

FLIERs foram estudados pela primeira vez como parte de um grupo maior de estruturas cinemáticas em nebulosas planetárias. Depois que a maioria das estrelas de baixa massa deixa a sequência principal, elas passam vários milhões de anos como gigantes vermelhas, gradualmente se desprendendo de suas camadas externas. Quando essas estrelas entram na fase de nebulosa planetária de suas vidas, seus ventos estelares podem se acelerar dramaticamente, levando matéria para os restos do envelope gigante vermelho. Isso forma uma onda de choque, criando um anel ou concha colorida ao redor da estrela.

Um grupo de astrônomos (Balick et al. 1987) estava interessado em testar este modelo de “ventos em interação” e decidiu realizar uma série de observações espectroscópicas de um conjunto de nebulosas planetárias elípticas. Eles escolheram mapear as linhas Hα e [N II] Hα é geralmente uma das linhas espectrais mais fortes em uma nebulosa planetária, e [N II], nitrogênio ionizado isoladamente, fica bem próximo a ela. Usando um método conhecido como espectroscopia de fenda longa, a equipe observou oito nebulosas planetárias elípticas no telescópio Mayall de 4 metros no Observatório Nacional de Kitt Peak, com a intenção de mapear fluxos de gases e estudar seu movimento.

Todas as oito nebulosas continham estruturas interessantes, e três delas - NGC 3242, NGC 6826 e NGC 7662 - foram encontrados para incluir os nós que agora nos referimos como FLIERs uma quarta nebulosa, no estudo, NGC 7009 seria mais tarde confirmado como tendo eles também. Os nós apareceram aos pares, em lados opostos de cada nebulosa, e pareciam estar se afastando rapidamente da estrela central.

Os autores sugeriram que os nós, assim como as outras microcaracterísticas que observaram, eram o resultado de não homogeneidades no envelope da gigante vermelha. Se o envelope fosse mais denso ao longo de seu plano equatorial, a geometria do choque assumiria uma forma elíptica. Um choque reverso também pode se formar, viajando em direção à estrela e colimando o fluxo em uma forma mais focada, levando a características como esses nós. Os nós seriam fotoionizados pela luz ultravioleta da estrela central de um lado e aquecidos por colisões com o gás ambiente do outro. Ainda assim, essa explicação permaneceu vaga, e os astrônomos precisavam de uma compreensão mais profunda dos processos físicos que levam à formação dessas estruturas.

Os FLIERs foram amplamente estudados ao longo da década seguinte e muitos grupos tentaram explicá-los. Qualquer teoria por trás de sua formação teria que ser responsável por várias propriedades-chave:

  • A tendência de aparecerem aos pares, opostos um ao outro ao longo do eixo de simetria de uma nebulosa
  • Sua alta taxa de incidência (FLIERs apareceram em cerca de metade de todas as nebulosas planetárias estudadas)
  • Suas velocidades extremas, muitas vezes até cinco vezes a velocidade do som no gás circundante

Em termos gerais, como outro grupo de astrônomos (também liderado por Bruce Balick) colocou em um artigo de 1998, os modelos FLIER se enquadram em duas classes distintas. Os primeiros são os modelos “bala”, envolvendo pequenos aglomerados de gás de baixa ionização e movimento rápido que viajam através do gás circundante da nebulosa. Eles podem ser formados pela interação de ventos em um sistema binário ou algum outro tipo de comportamento estelar. Infelizmente, as observações mostram que tanto a morfologia quanto a estrutura de ionização de FLIERs não podem ser reproduzidas por modelos de bala, pois eles diminuem na ionização com o aumento do raio da estrela, em vez de ter cabeças fortemente ionizadas.

O outro conjunto de modelos envolve fotoevaporação, onde o gás ambiente na nebulosa é ionizado por radiação de alta energia da estrela central. Os astrônomos sugeriram que nós densos poderiam então ser acelerados a altas velocidades por ventos estelares ou os chamados gases de escape liberados pela foto-evaporação mencionada. Balick et al. argumentou que esses modelos também deveriam ser descartados, porque os mecanismos de aceleração são muito fracos para garantir que os nós atinjam essas velocidades altas.

Normalmente, eu terminaria uma postagem de blog desse tipo falando sobre a teoria ou modelo que acabou sendo aceito pela comunidade astronômica. Infelizmente, não posso fazer isso aqui, porque apesar do tamanho crescente da amostra de nebulosas planetárias e do aumento dos códigos de modelagem hidrodinâmica, não temos uma explicação firme de como os FLIERs são formados. Portanto, vou simplesmente encerrar as coisas com uma galeria de alguns dos exemplos mais impressionantes de nebulosas planetárias que contêm FLIERs. Espero que gostem desta galeria de arte cósmica.


A Nebulosa Carina: Nascimento das Estrelas no Extremo

Em comemoração ao 17º aniversário do lançamento e implantação do telescópio espacial Hubble da NASA, uma equipe de astrônomos está divulgando uma das maiores imagens panorâmicas já tiradas com as câmeras do Hubble. É uma visão ampla de 50 anos-luz da região central da Nebulosa Carina, onde um turbilhão de nascimento de estrelas - e morte - está ocorrendo.

A visão de Hubble da nebulosa mostra o nascimento de estrelas em um novo nível de detalhes. A paisagem fantasiosa da nebulosa é esculpida pela ação dos ventos e da radiação ultravioleta escaldante das estrelas monstruosas que habitam este inferno. No processo, essas estrelas estão destruindo o material circundante, que é o último vestígio da nuvem gigante da qual nasceram as estrelas.

A imensa nebulosa contém pelo menos uma dúzia de estrelas brilhantes que são estimadas em pelo menos 50 a 100 vezes a massa do nosso sol. O habitante mais único e opulento é a estrela Eta Carinae, na extrema esquerda. Eta Carinae está nos estágios finais de sua breve e eruptiva vida, como evidenciado por dois lóbulos ondulantes de gás e poeira que pressagiam sua próxima explosão como uma supernova titânica.

Os fogos de artifício na região de Carina começaram há três milhões de anos, quando a primeira geração de estrelas recém-nascidas da nebulosa se condensou e se incendiou no meio de uma enorme nuvem de hidrogênio molecular frio. A radiação dessas estrelas esculpiu uma bolha em expansão de gás quente. Os aglomerados de nuvens escuras semelhantes a ilhas espalhadas pela nebulosa são nódulos de poeira e gás que resistem a ser comidos pela fotoionização.

A explosão do furacão de ventos estelares e radiação ultravioleta dentro da cavidade agora está comprimindo as paredes circundantes de hidrogênio frio. Isso está desencadeando um segundo estágio de formação de uma nova estrela.

Nosso Sol e nosso sistema solar podem ter nascido dentro de um cadinho cósmico há 4,6 bilhões de anos. Ao olhar para a Nebulosa Carina, estamos vendo a gênese da formação de estrelas, uma vez que normalmente ocorre ao longo dos braços espirais densos de uma galáxia.

A imensa nebulosa está a cerca de 7.500 anos-luz de distância, na constelação sul de Carina the Keel (da velha constelação sul de Argo Navis, o navio de Jasão e os Argonautas, da mitologia grega).

Esta imagem é um mosaico da Nebulosa Carina montado a partir de 48 quadros tirados com a Câmera Avançada para Pesquisas do Telescópio Espacial Hubble. As imagens do Hubble foram tiradas à luz de hidrogênio neutro. As informações sobre cores foram adicionadas aos dados coletados no Observatório Interamericano de Cerro Tololo, no Chile. O vermelho corresponde ao enxofre, o verde ao hidrogênio e o azul à emissão de oxigênio.

Créditos:Imagem do Hubble: NASA, ESA, N. Smith (University of California, Berkeley) e The Hubble Heritage Team (STScI / AURA)
Imagem CTIO: N. Smith (Universidade da Califórnia, Berkeley) e NOAO / AURA / NSF


O ambiente irregular de uma rara explosão cósmica revelada

Uma concepção artística do FBOT. Crédito: Bill Saxton, NRAO / AUI / NSF

Cientistas do National Center for Radio Astrophysics do Tata Institute of Fundamental Research (NCRA-TIFR) Pune usaram o Giant Metrewave Radio Telescope (uGMRT) atualizado para determinar que a vaca AT 2018, a primeira de uma classe recém-descoberta de explosões cósmicas, um ambiente extremamente irregular. Fontes como a AT 2018cow liberam uma enorme quantidade de energia, mas desaparecem com extrema rapidez. Isso, junto com sua cor extremamente azul, os levou a serem chamados de FBOTs para Fast Blue Optical Transient. Esta é a primeira evidência observacional de emissão não homogênea de um FBOT. As origens das FBOTs ainda estão em debate, mas os modelos propostos incluem explosão de uma estrela massiva, colisão de uma estrela de nêutrons em acréscimo e uma estrela, fusão de duas anãs brancas, etc.

Os FBOTs são difíceis de encontrar, pois eles aparecem e desaparecem no céu muito rapidamente. No entanto, vários deles foram descobertos nos últimos anos por meio do recente advento de pesquisas que rastreiam o céu quase diariamente. FBOTs que também emitem no rádio são duplamente raros, mas são particularmente interessantes porque as observações de rádio ajudam a determinar as propriedades dos ambientes dessas explosões e seus progenitores.

A vaca FBOT AT2018 foi descoberta em 16 de junho de 2018. A uma distância de cerca de 215 milhões de anos-luz, a vaca apresentou luminosidades muito maiores do que as supernovas normais. O Prof. Poonam Chandra (NCRA-TIFR) e o Dr. A. J. Nayana (um ex-aluno de Ph.D. do Prof. Poonam Chandra) realizaram observações de rádio da vaca AT 2018 com o uGMRT para determinar as propriedades de seu ambiente estendido e região de emissão. "Nosso estudo se beneficiou enormemente com os recursos exclusivos de baixa frequência do uGMRT. As observações do uGMRT da" vaca "desempenharam um papel único em encontrar a densidade não uniforme em torno dessa explosão", disse Nayana. Ela acrescentou: "Nosso trabalho fornece a primeira evidência observacional de emissão não homogênea de um FBOT. A densidade do material em torno desta explosão cai drasticamente em torno de 0,1 ano-luz do transiente. Isso indica que a estrela progenitora da vaca AT2018 estava perdendo massa muito mais rápido em direção ao fim de sua vida. "

As linhas verdes e vermelhas sólidas / pontilhadas denotam diferentes modelos teóricos. O ponto de rotação desta curva de luz permitiu a determinação da velocidade do material a partir da explosão, força do campo magnético e densidade ambiental em diferentes distâncias do centro da explosão. Crédito: A. J. Nayana e Poonam Chandra

Em 2018 a vaca também é incomum por ser observada no rádio há muito tempo. Quanto mais tempo se pode observar a emissão pós-explosão, mais distância percorreu o material ejetado durante a explosão. Isso permite estudar o ambiente em grande escala da fonte. Dr. A. J. Nayana e Prof. Poonam Chandra têm observado a vaca por

2 anos com o uGMRT para entender suas propriedades. "Este é o primeiro FBOT visto por tanto tempo em baixas frequências de rádio e os dados do uGMRT forneceram informações cruciais sobre o ambiente desse transiente", disse Nayana. Poonam Chandra explica: "Esta é a beleza das observações de rádio de baixa frequência. É possível rastrear as pegadas do sistema progenitor muito antes de explodir. É interessante que o material da explosão está se movendo a uma velocidade superior a 20% da velocidade de luz mesmo depois

257 dias pós-explosão, sem qualquer desaceleração ".

A imagem dentro da caixa é a AT2018cow. Crédito: A. J. Nayana e Poonam Chandra

Embora a origem dos FBOTs ainda esteja em debate, observações detalhadas de rádio podem dar dicas sobre vários parâmetros físicos desses eventos, como a velocidade do material que saiu desta explosão, a força do campo magnético, a taxa pela qual o sistema progenitor lança seu massa antes da explosão, etc. As observações do uGMRT da "vaca" sugerem que o progenitor fez erupção de seu material

100 vezes mais rápido durante os anos próximos ao fim de sua vida, em comparação com

23 anos antes da explosão. Além disso, a vaca AT2018 mostrou não homogeneidade na região emissora de rádio, enquanto os outros dois FBOTs radiofônicos não mostraram essas propriedades, tornando a "vaca" única no grupo. "As observações de mais FBOTs com o uGMRT darão informações sobre seus ambientes e progenitores para desenvolver uma imagem abrangente das propriedades desses transitórios intrigantes.", Diz Nayana.

O GMRT é um conjunto de trinta antenas de 45 m espalhadas por uma área de 25 km2 na vila de Khodad, Narayangaon, Índia, construído e operado pela NCRA-TIFR, Pune. Atualmente é um dos radiotelescópios de baixa frequência mais sensíveis do mundo.

O artigo foi publicado na edição de 30 de abril de 2021 da The Astrophysical Journal Letters.


Nebulosa

Com as nebulosas de emissão, a radiação ultravioleta, geralmente vinda de estrelas quentes próximas ou embutidas, ioniza os átomos de gás interestelar e a luz é emitida pelos átomos conforme eles interagem com os elétrons livres na nebulosa. As nebulosas de emissão podem estar na forma de regiões H II (hidrogênio ionizado), nebulosas planetárias ou remanescentes de supernovas. Com as nebulosas de reflexão, a luz de uma estrela ou grupo estelar próximo é espalhada (refletida irregularmente) pelos grãos de poeira na nuvem. Nebulosas de reflexão e emissão são nebulosas brilhantes. Em contraste, as nebulosas escuras são detectadas pelo que obscurecem: a luz das estrelas e outros objetos que estão atrás da nuvem ao longo de nossa linha de visão é significativamente diminuída ou totalmente obscurecida pela extinção interestelar. As nebulosas escuras contêm aproximadamente a mesma mistura de gás e poeira que as nebulosas brilhantes, mas não há estrelas próximas para iluminá-las. Se a densidade da coluna for suficientemente alta, a maioria do hidrogênio provavelmente estará presente na forma molecular (veja nuvens moleculares).

O termo & # x2018nebula & # x2019 foi originalmente aplicado a qualquer objeto que parecesse difuso e estendido em um telescópio: mais de 100 foram listados no Catálogo Messier do século 18. A maioria desses objetos foi posteriormente identificada como galáxias e aglomerados de estrelas.


Física do Meio Interestelar e Intergaláctico

Este é um livro abrangente e ricamente ilustrado sobre a astrofísica do meio interestelar e intergaláctico - o gás e a poeira, bem como a radiação eletromagnética, raios cósmicos e campos magnéticos e gravitacionais, presentes entre as estrelas em uma galáxia e também entre as próprias galáxias.


Os tópicos incluem processos radiativos em todo o espectro eletromagnético, transferência radiativa, ionização, aquecimento e resfriamento, astroquímica, dinâmica de fluidos de poeira interestelar, incluindo frentes de ionização e ondas de choque, distribuição de raios cósmicos e evolução do meio interestelar e formação de estrelas. Embora se presuma que o leitor tenha formação em física em nível de graduação, incluindo alguma exposição anterior à física atômica e molecular, mecânica estatística e eletromagnetismo, os primeiros seis capítulos do livro incluem uma revisão da física básica que é usada em capítulos posteriores. Este livro de nível de graduação inclui referências para leitura adicional e serve como um recurso inestimável para astrofísicos em atividade.


O termo "nebulosa" tem variado na história da astronomia. Em tempos pré-telescópicos, era usado para distinguir objetos que pareciam não estelares das estrelas pontuais. A maioria das "nebulosas" conhecidas naquela época mostrou ser aglomerados abertos de estrelas. O termo "Nebulosa" foi então usado para o que agora chamamos de "Objeto Profundo".

Nos primeiros tempos do telescópio, a natureza desses objetos ainda era amplamente desconhecida. Com os aglomerados abertos resolvidos, ainda todos os outros objetos deepsky foram resumidos como "Nebulosas". Apenas o uso de grandes telescópios, a descoberta da espectroscopia e a invenção da fotografia na segunda metade do século 19 tornaram possível distinguir nebulosas "reais" - isto é, nuvens de gás e poeira - com certeza de objetos feitos de estrelas ( aglomerados globulares e galáxias).

  • Nebulosas de Emissão: Emitem luz porque os átomos em seus gases são excitados pela radiação de alta energia das estrelas envolvidas. Eles mostram espectros de linha de emissão.
  • Nebulosas de reflexão: Reflete a luz de estrelas próximas por meio de suas partículas de poeira. Portanto, seus espectros são iguais aos das estrelas, normalmente espectros contínuos.
  • Nebulosas de Absorção ou Nebulosas Negras: Absorver luz: Seu componente de gás pode ser visto como espectro de absorção à luz de estrelas de fundo, seu componente de poeira absorvendo e avermelhando a luz de fundo.

Um esquema mais moderno distingue formador de estrelas ou nebulosas pré-estelares (basicamente nebulosas difusas e escuras) de nebulosas pós-estelares (basicamente nebulosas planetárias e remanescentes de supernovas). A primeira dessas classes normalmente inclui nuvens de matéria interestelar com uma massa de vários 100 ou vários 1.000 estrelas, enquanto a última está relacionada a uma estrela específica em estado avançado de evolução, ou logo após o final de sua vida nuclear.

Há uma série de variações e classes especiais de nebulosas, como a Nebulosas Herbig-Haro (relacionado a estrelas em processo de formação e emitem jatos de material gasoso, portanto, frequentemente encontrados perto de grandes nebulosas difusas com formação de estrelas) e Nebulosa Wolf-Rayet (relacionado a estrelas Wolf-Rayet quentes, estrelas de alguma idade que ejetaram matéria que agora fazem brilhar).

Em escalas de tempo cósmicas, todos esses tipos de nebulosas, em particular as nebulosas brilhantes, passam por mudanças rápidas e têm vidas relativamente curtas, de modo que aqueles que observamos são todos objetos bastante jovens. Nebulosas planetárias e remanescentes de supernovas geralmente têm apenas alguns milhares de anos antes de desaparecerem e espalharem sua matéria nesta matéria interestelar de seu ambiente, enquanto as regiões H II formadoras de estrelas brilham pelos poucos 100.000 ou milhões de anos em que são iluminadas pelos próprios estrelas O e / ou B massivas e quentes que se formaram dentro delas. As nuvens moleculares gigantes têm uma vida um pouco mais longa, de cerca de 10s de milhões de anos, enquanto formam novas estrelas e aglomerados de estrelas.

Deve-se ter em mente que todas as nebulosas de Messier são membros de nossa Via Láctea (junto com muitas outras). Outras galáxias também contêm nebulosas, que podem ser detectadas com instrumentos consideravelmente sensíveis dentro das imagens dessas galáxias.


Relíquias de rádio

Os aglomerados de galáxias estão entre as maiores estruturas conhecidas no Universo, estendendo-se por vários megaparsecs. Os aglomerados de galáxias são preenchidos com um meio intracluster, consistindo de gás quente, campos magnéticos, partículas de raios cósmicos, matéria escura e muitas galáxias intercaladas. A maioria dos aglomerados de galáxias são visíveis como fontes de rádio estendidas que emitem radiação síncrotron. Como os campos magnéticos no meio intracluster são turbulentos, a emissão de rádio é principalmente não polarizada, mas com uma exceção importante:

Enormes correntes de gás estão continuamente agitando as estruturas do Universo. Quando um aglomerado de galáxias colide com outro aglomerado ou uma nuvem de gás intergaláctica, forma-se um choque que comprime o gás e os campos magnéticos e acelera as partículas de raios cósmicos. Esses choques se tornam visíveis como enormes arcos na emissão do síncrotron do rádio, chamados de “relíquias de rádio”. Em mais de 70 clusters, relíquias foram encontradas até agora, mas provavelmente existem muitos mais que são muito tênues para serem observados com os radiotelescópios atuais. As frentes de choque amplificam e ordenam os campos magnéticos turbulentos do meio intracluster, resultando em emissão aprimorada de rádio síncrotron com um alto grau de polarização linear. Ondas de rádio polarizadas são ideais para rastrear relíquias.