Astronomia

O que leva ao aumento da opacidade no mecanismo kappa?

O que leva ao aumento da opacidade no mecanismo kappa?

Eu entendo que o mecanismo kappa (que leva à variabilidade da estrela) causa um aumento da opacidade com o aumento da temperatura nas zonas de ionização parcial. No entanto, não tenho certeza se entendi o que causa o aumento da opacidade com a temperatura.

Até recentemente, eu pensava que o aumento da opacidade era devido ao aumento da opacidade de Thompson devido ao aumento da fração de ionização com a temperatura em zonas de ionização parcial. No entanto, algumas coisas que li sugeriram que essa não era a causa. Então, eu queria perguntar, qual é a causa do aumento da opacidade com a temperatura em zonas de ionização parcial?


É um pouco sutil, a principal coisa que a ionização parcial faz é evitar que a temperatura mude muito. O que você realmente deseja é um aumento na densidade, não na temperatura. A razão pela qual o mecanismo kappa é importante é que ele permite que o calor seja adicionado ao gás quando ele é comprimido e removido quando o gás é expandido, isso é o que permite que a pulsação tenha energia adicionada a ele. O calor é adicionado quando a opacidade é alta e removido quando é baixa, então você precisa que a opacidade aumente quando o gás é comprimido e diminua quando o gás é expandido.

Agora, normalmente a opacidade diminui quando o gás é comprimido, porque o aumento da temperatura causa ionização, o que realmente prejudica a opacidade do metal ao reduzir o número de elétrons ligados (elétrons de metal têm maior opacidade em geral quando ligados, devido às ressonâncias, do que quando livres, embora o hidrogênio e o hélio que tínhamos no Big Bang sejam uma exceção que funciona ao contrário - em uma estrela, geralmente é a opacidade do metal que é importante e variável). Mas os aumentos na densidade também tendem a produzir mais elétrons de metal ligados, então há uma competição ali em que a temperatura geralmente vence e as estrelas são estáveis ​​pulsacionalmente. Mas nas zonas de ionização parcial, as mudanças de temperatura são reduzidas pelas mudanças de fase, consumindo o excesso de energia, e isso dá ao aumento de densidade a borda que permite que a opacidade aumente quando o gás é comprimido.


Semana 3 (9 / 8-10) RA 15 a 17 horas

É hora de começar a trabalhar no céu. Distribuí cópias de gráficos de localização para os objetos de pontuação na semana passada. Certifique-se de trazê-los para o Observatório. Também irei me referir a eles durante a palestra.

Ursa Menor

Os limites nominais da Ursa Menor são de 13 a 18 horas. Praticamente isso é irrelevante, já que a Ursa Menor é circumpolar para o Hemisfério Norte. Na verdade, ele contém a Estrela Polar (Polaris, alfa UMi) no final de sua alça.

Não há objetos de pontuação em UMi, mas, como ocupa o Pólo Norte Celestial, é inestimável para se orientar no céu.

Corona Borealis

Os limites da Corona Borealis são de 15 a 16,5 horas. Não há objetos de pontuação em CrB, mas alfa CrB é uma variável e há algumas estrelas duplas. Há também um rico aglomerado de galáxias que são muito tênues para serem observadas por pequenos telescópios.

Vale a pena mencionar aqui porque é relativamente fácil de distinguir, formando um arco compacto de estrelas a olho nu que podem ser úteis para se orientar naquela parte do céu.

Draco

Os limites de Draco vão de cerca de 10 a cerca de 20 horas em um longo e sinuoso looping ao redor do Pólo Norte Celestial. Quase circunda a Ursa Menor. Não é uma constelação proeminente, mas as quatro estrelas que constituem a "cabeça do dragão" são conspícuas. Assim, uma vez que você encontre a Ursa Menor, posicionar Draco não é difícil.

Dois objetos de pontuação estão em Draco. Esses são os binários csi e nu Draconis. nu Dra é o alvo mais fácil, pois faz parte da cabeça do Dragão. csi Dra é um pouco mais difícil, mas pode ser encontrada traçando-se ao longo do corpo do dragão ou começando pela concha da ursinha (UMi).

Hércules

Os limites do Hércules são de cerca de 16 a 19 horas. Encontra-se ao sul da cabeça de Draco e a oeste de Corona Borealis. A característica mais proeminente da constelação é a forma de "lápide" que se diz formar a cabeça de Hércules.

Dois objetos de pontuação estão no Hercules. kappa Her é um sistema binário. Pode-se descobrir isso começando no topo da lápide, depois seguindo essa linha para o sul até beta Her, e então ligando para o leste, passando por gama até kappa. O outro objeto é o aglomerado globular M13. M13 é um alvo bastante fácil. Situa-se ao longo do topo da lápide, cerca de um terço do caminho ao sul de eta Her.

Serpens

Serpens é confuso. Ele vem em duas partes com Ophiuchus entre elas. A parte oeste (RA de 15 a 16 horas) fica logo ao sul da Corona Borealis e tem um asterismo distinto de gravata borboleta que forma a cabeça da serpente. De lá, o corpo da serpente vai para o sul, em seguida, envolve o leste sob Ophiuchus, então volta para o norte / nordeste (RA das 17:30 às 19 horas).

O único objeto de pontuação é o binário theta Ser, que está na extremidade da cauda da serpente, a oeste de Aquila.

Sagitário

Os limites de Sagitário estão um pouco a leste da nossa zona nominal (das 17:30 às 20:30 ou mais), mas está suficientemente ao sul para que você precise observá-lo bem no início do semestre. Situa-se a sudeste da parte oriental de Serpens e é mais facilmente reconhecida pelo asterismo "bule de chá" que constitui o núcleo da constelação.

Existem dois objetos de pontuação em Sagitário: O aglomerado globular M22 e a região HII M8. M22 fica logo a leste da ponta da tampa do bule de chá. M8 (a nebulosa da lagoa) pode ser encontrada começando na estrela brilhante da alça do bule de chá, indo até a ponta da tampa e então continuando na mesma direção. A estrela da tampa está a cerca de meio caminho entre a estrela do cabo e a nebulosa.

Bootes

Bootes fica a oeste da Corona Borealis (cerca das 13:30 às 16 horas). Não há objetos de pontuação em Bootes, mas é uma constelação útil para se orientar, pois contém Arcturus, uma das estrelas mais brilhantes do céu. Nesta época do ano, você pode ver Arcturus no oeste assim que o céu começar a escurecer. Depois de encontrar Bootes, você pode usá-lo como um ponto de partida para trabalhar seu caminho para outras constelações.

Ophiuchus

Ophiuchus (de cerca de 16 a 19 horas) é o que Serpens envolve. Situa-se ao sul ou Herculus e ao norte de Scorpius e Sagittarius. Não há objetos de pontuação em Ophiuchus, embora haja vários objetos Messier (M10, M12 e M14) em seu corpo principal.

Scorpius

Como mencionado acima, Escórpio (de 16 a 18 horas) está logo ao sul de Ophiuchus e a oeste de Sagitário. Não há objetos de pontuação em Scorpius, mas é uma constelação fácil de detectar se você olhar para o sudoeste logo após o pôr do sol. Ele tem um grande número de objetos Messier, mas está muito longe para que possamos usá-los na lista de observação.

Scorpius também é notável por ser uma das poucas constelações que realmente se parece com o que deveria representar. Um escorpião neste caso. E praticamente todas as culturas que possuem escorpiões os vêem como um só. Ele também contém a estrela Antares. Antares é brilhante, vermelha e eclíptica. Por isso, muitas vezes é confundido com Marte (Ares na mitologia grega).

Libra

Ao sul de Serpens, Libra (das 14:30 às 16 horas) fica a oeste de Scorpius. Será difícil encontrá-lo antes que se ponha no céu noturno. E, como tal, não temos objetos-alvo em Libra.

O céu do sul

Eu incluí uma discussão MUITO breve das constelações do sul nesta banda RA. A parte norte de Lupus é apenas visível no horizonte sul no início da noite agora, mas isso é tudo. Norma e Triangulum Australe estão ambas muito ao sul para serem vistas de Mankato. Mas você pode ir para o Chile algum dia.

Cepheus

Embora esteja nominalmente a leste de nossa fatia atual (de 20 a 0 horas), incluo Cepheus agora porque é outra constelação circumpolar. Assim você poderá ver ao longo do semestre. Ele também inclui o objeto-alvo delta Cephei, o protótipo das estrelas variáveis ​​Cefeidas.

Cepheus está logo a leste de Draco, e dizem que representa uma cadeira que está voltada para nós. O topo da cadeira é a estrela mais próxima do NCP. A estrela variável está no canto sudeste da cadeira. Publiquei um projeto de observação que trata da montagem de uma curva de luz para delta Cephei ao longo do semestre.

Estrelas Variáveis ​​Pulsacionais

A história da astronomia de estrelas variáveis ​​pulsantes começa com a descoberta de que o omicron Ceti - também conhecido como Mira - era uma variável (

1600). Mira é o protótipo de uma classe de objetos agora conhecida como Long-Period Variables (LPVs). LPVs são supergigantes AGB. Eles têm longos períodos de variabilidade (100s a 1000s de dias) e grandes amplitudes de variabilidade (até

Cerca de 200 anos depois, descobriu-se que a estrela delta Cephei era variável. Este é o protótipo das estrelas variáveis ​​Cefeidas. Esses objetos têm períodos de alguns dias até

100 dias. Eles são os Supergigantes F-G.

As cefeidas povoam a extremidade brilhante de uma zona no diagrama H-R conhecida como Faixa de Instabilidade. Todas as estrelas não MS na faixa de instabilidade são variáveis. A faixa de instabilidade é um local que cobre uma faixa razoavelmente pequena de temperatura e toda a faixa de luminosidade de supergigantes a anãs brancas.

Na década de 1920, observações detalhadas da variação periódica em magnitude, temperatura da superfície (cor), raio (via eqn Stefan-Boltzmann) e velocidade radial (de desvios Doppler) demonstraram que a variabilidade das Cefeidas deve ser devido à sua pulsação.

O fato de que tal intervalo em tipos estelares exibe forte pulsação em uma região do diagrama H-R (a faixa de instabilidade) indica que deve haver um mecanismo físico subjacente responsável pela pulsação.

O trabalho de Arthur Eddington, nas décadas de 1920 e 30, começou a resolver isso. O principal insight de Eddington foi tratar a pulsação como um problema termodinâmico. Em essência, tratar a estrela como uma máquina térmica. Para conduzir os modos pulsacionais no envelope de uma estrela, deve haver uma camada na qual a opacidade aumenta sob compressão.

Normalmente, isso não acontece em envelopes estelares. A escala padrão de opacidade (Lei de Kramers):

indica que a opacidade deve diminuir sob compressão, à medida que a densidade e a temperatura aumentam, mas o aumento da temperatura domina.

O trabalho de vários teóricos na década de 1950 chegou à solução. As camadas em um envelope estelar onde o hidrogênio e o hélio mudam os estados de ionização (zonas parcialmente ionizadas ou PIZs) podem ter o comportamento termodinâmico necessário de aumentar a opacidade com o aumento da pressão. Isso ocorre porque a compressão do gás nessas camadas aumenta a ionização relativa do gás, em vez de aumentar a temperatura. E a descompressão diminui a ionização, liberando calor e mantendo a temperatura estável.

Ou seja, um PIZ é uma camada na qual uma transição de fase está ocorrendo no interior estelar. Se alguém adicionar calor ao gelo a 0 C, ele não aquece. Ele derrete. Da mesma forma, se adicionarmos calor a um gás que está apenas na temperatura de ionização, o gás não aquece. Ele ioniza.

O H-PIZ ocorre a uma temperatura de cerca de 10000 K, e o He-PIZ a cerca de 40000 K. Assim, essas camadas ocorrem no interior de todas as estrelas mais frias do que estrelas O, e ainda assim a pulsação é um processo raro, ocorrendo apenas em um faixa bastante estreita de temperatura efetiva estelar. Por quê?

7500 K, os PIZs ocorrem perto o suficiente da superfície para que o mecanismo kappa seja incapaz de conduzir uma quantidade suficiente de massa para que ocorra uma pulsação significativa.

Em estrelas mais frias do que cerca de 5000 K, a camada convectiva é suficientemente profunda que parece interromper o mecanismo de condução da pulsação.

A modelagem teórica detalhada indica que o He-PIZ é o dominante para impulsionar a pulsação estelar. Isso ocorre porque o He-PIZ ocorre mais profundamente no envelope estelar e densidades muito mais altas do que o H-PIZ.


Efeitos terapêuticos e mecanísticos da curcumina na doença de Huntington

Autor (es): Fabiana Labanca, Dipartimento di Scienze, Universitadella Basilicata, Viadell'Ateneo Lucano, 10 85100 Potenza (PZ), Itália Hammad Ullah, Departamento de Farmácia, Universidade de Nápoles Federico II, Nápoles, Itália Haroon Khan *, Departamento de Farmácia, Abdul Wali Khan University Mardan, 23200, Paquistão Luigi Milella, Dipartimento di Scienze, Universitadella Basilicata, Viadell'Ateneo Lucano, 10 85100 Potenza (PZ), Itália Jianbo Xiao, Centro Internacional de Pesquisa em Nutrição e Segurança Alimentar, Jiangsu University, Zhenjiang 212013, China Zora Dajic -Stevanovic, Universidade de Belgrado, Faculdade de Agricultura, Sérvia Nemanjina 6, 11080 Belgrado, Sérvia Philippe Jeandet Resistência induzida e bioproteção vegetal, Faculdade de Ciências Universidade de Reims Champagne-Ardenne, Reims Cedex 51687, França

Afiliação:

Nome do jornal: Neurofarmacologia Atual

Volume 19, Edição 7, 2021




Resumo gráfico:

Abstrato:

A curcumina é um nutracêutico derivado de especiaria que ganhou grande atenção por causa de seus profundos valores medicinais. Ele altera uma série de vias moleculares, como o intensificador da cadeia leve kappa do fator nuclear de células B ativadas (NF - & # 954B), transdutor de sinal e ativador da transcrição 3 (STAT3), fator 2 relacionado ao eritroide 2 do fator nuclear ( Nrf2) e ciclooxigenases-2 (COX-2), que o tornam uma escolha terapêutica potencial no tratamento de múltiplos distúrbios. Ele também possui o potencial de prevenir a agregação de proteínas e, assim, proteger contra a degeneração de neurônios em doenças neurodegenerativas, incluindo a doença de Huntington (HD). A DH é uma doença autossômica dominante ligada à expressão gênica alterada que leva a um aumento no tamanho das repetições de trinucleotídeos de citosina, adenina e guanina (CAG), auxilia na agregação de proteínas em todo o cérebro e, portanto, danifica os neurônios. A regulação a montante do estresse oxidativo e da cascata inflamatória são dois fatores importantes que impulsionam a progressão da DH. As terapias disponíveis apenas suprimem a gravidade dos sintomas com uma série de efeitos colaterais. A curcumina tem como alvo múltiplos mecanismos no tratamento ou prevenção da DH, incluindo potencial antioxidante e antiinflamatório, quelação de íons metálicos, alterações transcricionais e atividade de regulação positiva de chaperons moleculares, proteínas de choque térmico (HSPs). Tendo um perfil de segurança favorável, a curcumina pode ser uma escolha terapêutica alternativa no tratamento de doenças neurodegenerativas como a HD. Esta revisão enfocará os aspectos mecanísticos da curcumina no tratamento ou prevenção da DH e seu potencial para interromper a progressão da doença e abrirá novas dimensões para agentes terapêuticos seguros e eficazes na redução da DH.

Neurofarmacologia Atual

Título:Efeitos terapêuticos e mecanísticos da curcumina na doença de Huntington

VOLUME: 19 EMITIR: 7

Autor (es):Fabiana Labanca, Hammad Ullah, Haroon Khan *, Luigi Milella, Jianbo Xiao, Zora Dajic-Stevanovic e Philippe Jeandet

Afiliação:Dipartimento di Scienze, Universitadella Basilicata, Viadell'Ateneo Lucano, 10 85100 Potenza (PZ), Departamento de Farmácia, Universidade de Nápoles Federico II, Nápoles, Departamento de Farmácia, Abdul Wali Khan University Mardan, 23200, Dipartimento di Scienze, Universitadella Basilicata, Viadell'Ateneo Lucano, 10 85100 Potenza (PZ), Centro Internacional de Pesquisa para Nutrição e Segurança Alimentar, Universidade de Jiangsu, Zhenjiang 212013, Universidade de Belgrado, Faculdade de Agricultura, Sérvia Nemanjina 6, 11080 Belgrado, Resistência Induzida e Bioproteção de Plantas, Faculdade de Universidade de Ciências de Reims Champagne-Ardenne, Reims Cedex 51687

Abstrato:A curcumina é um nutracêutico derivado de especiaria que ganhou grande atenção por causa de seus profundos valores medicinais. Ele altera uma série de vias moleculares, como o intensificador da cadeia leve kappa do fator nuclear de células B ativadas (NF - & # 954B), transdutor de sinal e ativador da transcrição 3 (STAT3), fator 2 relacionado ao eritroide 2 do fator nuclear ( Nrf2) e ciclooxigenases-2 (COX-2), que o tornam uma escolha terapêutica potencial no tratamento de múltiplos distúrbios. Ele também possui o potencial de prevenir a agregação de proteínas e, assim, proteger contra a degeneração de neurônios em doenças neurodegenerativas, incluindo a doença de Huntington (HD). A DH é uma doença autossômica dominante ligada à expressão gênica alterada que leva a um aumento no tamanho das repetições de trinucleotídeos de citosina, adenina e guanina (CAG), auxilia na agregação de proteínas em todo o cérebro e, portanto, danifica os neurônios. A regulação a montante do estresse oxidativo e da cascata inflamatória são dois fatores importantes que impulsionam a progressão da DH. As terapias disponíveis apenas suprimem a gravidade dos sintomas com uma série de efeitos colaterais. A curcumina tem como alvo vários mecanismos no tratamento ou prevenção da DH, incluindo potencial antioxidante e anti-inflamatório, quelação de íons metálicos, alterações transcricionais e atividade de regulação positiva de chaperons moleculares, proteínas de choque térmico (HSPs). Tendo um perfil de segurança favorável, a curcumina pode ser uma escolha terapêutica alternativa no tratamento de doenças neurodegenerativas como a DH. Esta revisão enfocará os aspectos mecanísticos da curcumina no tratamento ou prevenção da DH e seu potencial para interromper a progressão da doença e abrirá novas dimensões para agentes terapêuticos seguros e eficazes na redução da DH.


3. Sintomas clínicos e dados do paciente

Os sintomas clínicos mais comuns da doença COVID-19 são tosse seca, febre e falta de ar na maioria dos pacientes. Alguns pacientes também apresentam outros sinais, como dor de garganta, dor de cabeça, mialgia, fadiga e diarreia (Chen et al., 2020b Hui et al., 2020). Na fase inicial da doença, os pacientes podem apresentar-se afebril, apresentando apenas calafrios e sintomas respiratórios. Embora a maioria dos casos pareça ser leve, todos os pacientes apresentam novos sinais pulmonares como opacidade pulmonar em vidro fosco na radiografia de tórax (Woo et al., 2010 Holshue et al., 2020). Os sintomas em pacientes com pneumonia leve são febre, tosse, dor de garganta, cansaço, dor de cabeça ou mialgia (Yang et al., 2020). Eles obviamente não mostram nenhum dos sintomas ou complicações graves. Foi relatado que alguns pacientes tinham infecção respiratória superior (URI), opacidade irregular bilateral no pulmão (Chan et al., 2020a), diminuição do número de leucócitos ou linfócitos (Zhou et al., 2020a) e aumento de ALT, AST, LDH, CK-MB, CRP e ESR nestes estágios de infecção (Guan et al., 2020). Pacientes com pneumonia grave sofrem de síndrome do desconforto respiratório agudo (SDRA) e hipoxemia refratária. O nCoV-2019 pode causar infecção pulmonar grave, insuficiência respiratória, além de danos e disfunções orgânicas. No caso de disfunções do sistema extrapulmonar, como desarranjos no sistema hematológico e digestivo, o risco de sepse e choque séptico será sério, resultando em aumento considerável na taxa de mortalidade. Os resultados mostraram que a doença é leve na maioria dos pacientes (81%) e apenas alguns deles desenvolvem pneumonia grave, edema pulmonar, SDRA ou danos em diferentes órgãos com taxa de moralidade de 2,3%. Em crianças, a infecção geralmente se apresenta com sintomas clínicos muito mais leves ou mesmo assintomáticos, em comparação com adultos. De acordo com estudos anteriores, mulheres grávidas não parecem ter uma doença grave, enquanto pacientes mais velhas correm um alto risco de desenvolver doença crítica (Chen et al., 2020b Yang et al., 2020). A taxa de mortalidade de casos (CFR) aumentou em 50% dos pacientes com mais de 80 anos com histórico de doenças crônicas, como hipertensão, diabetes, doenças cardíacas, doenças respiratórias, doenças cerebrovasculares, distúrbios do sistema endócrino, distúrbios do sistema digestivo e câncer. Na maioria dos casos, a causa da morte é insuficiência respiratória, choque séptico ou falência de vários órgãos (Chen et al., 2020b). Na verdade, o aumento da proteína C reativa (PCR) é um importante fator de comprometimento da imunidade, caracterizado por linfopenia. Portanto, é mais provável que o SARS-CoV-2 afete pessoas mais velhas com doenças crônicas devido à sua pior função imunológica (Badawi e Ryoo, 2016). Também foi descoberto que Covid-19 infecta mais homens (idade média de 55,5 anos) do que mulheres (Badawi e Ryoo, 2016). A menor suscetibilidade das mulheres a infecções virais está provavelmente associada ao papel protetor do cromossomo X e dos hormônios sexuais, que resultam em uma resposta imunológica mais forte ao vírus (Channappanavar et al., 2017). Os achados da TC de pacientes com COVID-19 revelaram que a maioria dos casos apresentava opacidades em vidro fosco, que podem se manifestar como padrão de pavimentação em mosaico, pneumonia em organização e distorção arquitetônica. Em radiografias ou tomografia computadorizada de tórax dos pacientes examinados, foi encontrado envolvimento unilateral ou bilateral compatível com pneumonia viral, e múltiplas regiões lobulares e subsegmentares bilaterais de consolidação foram observadas em casos hospitalizados na unidade de terapia intensiva (Huang et al., 2020a Moxley et al., 2002 Lucia et al., 2020) (Fig. 3).

Diagrama do companheiro para confirmação do COVID-19.


O que leva ao aumento da opacidade no mecanismo kappa? - Astronomia

COVID-19 impactou muitas instituições e organizações em todo o mundo, interrompendo o progresso da pesquisa. Através deste período difícil, o APS e o Revisão Física O escritório editorial está totalmente equipado e trabalhando ativamente para apoiar os pesquisadores, continuando a realizar todas as funções editoriais e de revisão por pares e publicar pesquisas nas revistas, bem como minimizar a interrupção do acesso às revistas.

Agradecemos seu esforço e compromisso contínuos em ajudar o avanço da ciência e nos permitir publicar os melhores periódicos de física do mundo. E esperamos que você e seus entes queridos estejam seguros e saudáveis.

Muitos pesquisadores agora trabalham longe de suas instituições e, portanto, podem ter problemas para acessar os periódicos Physical Review. Para resolver isso, temos melhorado o acesso por meio de vários mecanismos diferentes. Consulte Acesso fora do campus para Revisão Física para mais instruções.


Anãs brancas pulsantes: novos insights

Estrelas são objetos astronômicos extremamente importantes que constituem os pilares sobre os quais o Universo é construído e, como tal, seu estudo tem ganhado interesse crescente ao longo dos anos. As estrelas anãs brancas não são exceção. Na verdade, essas estrelas constituem o estágio evolutivo final para mais de 95% de todas as estrelas. A população galáctica de anãs brancas transmite uma riqueza de informações sobre várias questões fundamentais e são de vital importância para estudar a estrutura, evolução e enriquecimento químico de nossa galáxia e seus componentes - incluindo a história da formação de estrelas da Via Láctea. Vários estudos importantes enfatizaram a vantagem de usar anãs brancas como relógios confiáveis ​​para datar uma variedade de populações estelares na vizinhança solar e nos aglomerados estelares mais próximos, incluindo os discos finos e grossos, o esferóide galáctico e o sistema de aglomerados globulares e abertos . Além disso, as anãs brancas são rastreadores da evolução dos sistemas planetários ao longo de várias fases da evolução estelar. Não menos relevante do que essas aplicações, o estudo da matéria em altas densidades se beneficiou de nosso conhecimento detalhado sobre as propriedades evolutivas e observacionais das anãs brancas. Nesse sentido, as anãs brancas são utilizadas como laboratórios para a física de astro-partículas, sendo seu interesse voltado para a física além do modelo padrão, ou seja, a física dos neutrinos, a física axiônica e também a radiação de “dimensões extras”, e até mesmo a cristalização. A última década testemunhou um grande progresso no estudo das anãs brancas. Em particular, uma riqueza de informações sobre essas estrelas de diferentes pesquisas nos permitiu fazer comparações significativas de modelos evolutivos com observações. Embora algumas informações como composição química da superfície, temperatura e gravidade de anãs brancas isoladas possam ser inferidas a partir da espectroscopia, e a massa total e o raio também possam ser derivados quando estão em binários, a estrutura interna dessas estrelas compactas pode ser revelada apenas por meio de asteroseismologia, uma abordagem baseada na comparação entre os períodos de pulsação observados de estrelas variáveis ​​e os períodos previstos por modelos teóricos apropriados. As técnicas asterossismológicas permitem inferir detalhes da estratificação química interna, da massa total e até do perfil de rotação estelar. Nesta revisão, primeiro revisamos os canais evolutivos atualmente aceitos que levam à formação de estrelas anãs brancas e, em seguida, damos um relato detalhado dos diferentes subtipos de anãs brancas pulsantes conhecidos até agora, enfatizando a observação recente e avanços teóricos no estudo dessas fascinantes estrelas variáveis.

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O que leva ao aumento da opacidade no mecanismo kappa? - Astronomia

revisado por pares Contexto: As observações sugerem que existe uma relação entre o mecanismo de condução das pulsações das estrelas roAp e a distribuição de elementos pesados ​​nessas estrelas. Objetivos: Tentamos estudar os efeitos das variações locais e globais de metalicidade no mecanismo de excitação de modos p de alta ordem em modelos estrela A. Métodos: Desenvolvemos modelos evolutivos estelares para descrever estrelas magnéticas A com diferentes metalicidade global ou perfis de acumulação de metal local. Esses modelos foram calculados com CLES (`` Code Liègeois d & # 039évolution stellaire & # 039 & # 039), e a estabilidade de nossos modelos foi avaliada com o código de oscilação não adiabática MAD. Resultados: Nossos modelos reproduzem a borda azul da faixa de instabilidade da estrela roAp, mas geram uma borda vermelha mais quente do que a observada, independentemente da metalicidade. Surpreendentemente, descobrimos que um aumento na opacidade dentro da região de direção pode produzir uma quantidade menor de direção, o que chamamos de `` mecanismo kappa inverso & # 039 & # 039


O que leva ao aumento da opacidade no mecanismo kappa? - Astronomia

Para melhorar a eficiência energética e a durabilidade das tecnologias de memória magnética, é desejável um mecanismo controlado por voltagem. O efeito do controle de tensão da anisotropia magnética (VCMA) em pilhas de MgO é uma opção promissora, no entanto, sua força é muito baixa para aplicações de memória. Substituir a camada de MgO padrão por um óxido com uma permissividade mais alta κ pode ajudar a melhorar a resistência do VCMA. Demonstramos um efeito VCMA até ξ = 75 fJ / Vm em temperatura ambiente em uma bicamada Co ∖ Pt crescida na camada atômica depositada (ALD) high- κ SrTiO 3 (STO). Após o tratamento da superfície do STO com isopropanol, uma fina camada de interface CoO x é observada, possibilitando o VCMA. Após o resfriamento da temperatura ambiente para 200 K, a força do efeito VCMA aumenta por um fator de dois. Este aumento é incompatível com a dependência esperada da temperatura de Arrhenius para um efeito iônico e, portanto, argumentamos que o efeito VCMA observado é eletrônico. O VCMA eletrônico é desejável para a resistência adequada da memória e, portanto, a abordagem proposta aqui tem grande potencial para aplicações.


INTRODUÇÃO

As supernovas do tipo Ia (SNe Ia) são usadas com sucesso como indicadores de distância cosmológica, porque têm uma alta luminosidade na luz máxima (Betoule et al. 2014 Scolnic et al. 2018 Abbott et al. 2019). Também é importante que essa luminosidade possa ser "padronizada", ou seja, reduzida ao mesmo valor. Uma relação empírica entre a luminosidade de SNe na luz máxima e a forma de suas curvas de luz foi publicada pela primeira vez em Rust (1974) e Pskovskii (1977, 1984). Com uma pequena amostra de SNe, foi mostrado nestes artigos que o brilho de SNe Ia mais luminoso diminui mais lentamente após o máximo, ou seja, a curva de luz parece mais ampla. Posteriormente, descobriu-se que a luminosidade de SNe Ia também depende de sua cor (Hamuy et al. 1996 Tripp 1998). Vários métodos e modelos de padronização SN foram desenvolvidos até o momento, com o ( Delta m_ <15> ) (Phillips 1993 Phillips et al. 1999), SALT2 (Guy et al. 2007), SNEMO (Saunders et al. 2007 ), e métodos AÇÚCAR (Léget et al. 2020) entre eles.

Existem vários cenários para a explosão de SNe Ia. Normalmente, esta é a explosão termonuclear de uma anã branca C – O cuja massa excedeu a de Chandrasekhar como resultado de acreção (mecanismo de Schatzman Whelan e Iben 1973 Hachisu et al. 1996) ou a fusão de duas anãs brancas com uma massa total maior do que o limite de estabilidade (Iben e Tutukov 1984 Webbink 1984). Para explicar toda a variedade de subtipos SN Ia observados (91bg-like, Iax, 91T-like, 03fg-like, etc.), existem alguns cenários alternativos, como o cenário sub-Chandrasekhar geralmente associado a explosões fracas ou super -Chandrasekhar um para eventos mais luminosos (Polin et al. 2019 Hachisu et al. 2012 Fink et al. 2018 Hsiao et al. 2020). É importante enfatizar que ainda não se sabe qual dos cenários se realiza na natureza e se vários deles funcionam, então em que proporção.

SNe Ia tornou possível descobrir a expansão acelerada do Universo (Riess et al. 1998 Perlmutter et al. 1999) ou, mais precisamente, a necessidade de introduzir o termo lambda ou energia escura nos modelos cosmológicos. Esta descoberta foi subsequentemente confirmada com base em medições de anisotropia cósmica de fundo em microondas WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, Spergel et al. 2003) e Planck (Planck Collaboration 2014, 2020), bem como oscilações acústicas bárions (Anderson et al. 2014). Para obter mais detalhes sobre o estado atual da teoria e observações da expansão acelerada do Universo, consulte a revisão de Blinnikov e Dolgov (2019).

Nos últimos anos, foi encontrada uma discrepância entre os parâmetros de Hubble-Lemaître deduzidos por vários métodos (Verde et al. 2019). Por exemplo, o seguinte parâmetro de Hubble-Lemaître é inferido medindo as distâncias de SNe Ia (Riess et al. 2019):

enquanto os dados do Planck (Planck Collaboration 2020) fornecem

Portanto, a diferença entre as duas escalas de distância é (< sim> 10 \% ). Para entender por que surge a discrepância nos valores do parâmetro de Hubble-Lemaître, é necessário investigar minuciosamente a natureza dos possíveis erros sistemáticos em ambas as abordagens (Kowalski et al. 2008 Planck Collaboration 2016 Riess et al. 2016 Freedman et al. 2019).

As curvas de luz são uma importante fonte de informações sobre a estrela progenitora SN e os detalhes da explosão. Existem várias maneiras de descrever as curvas de luz de SNe Ia: a abordagem analítica (Arnett 1979), a abordagem semi-analítica (Sukhbold 2019) e por meio de simulações numéricas (STELLA, Blinnikov et al. 2019 LUCY, Lucy 2005 TARDIS, Kerzendorf e Sim 2014 SEDONA, Kasen et al. 2006 ARTIS, Kromer e Sim 2009). Todas essas abordagens, de uma forma ou de outra, enfrentam a necessidade de calibrar as curvas de luz e requerem certas suposições sobre o padrão de propagação da radiação através do ejeto SN. Além disso, nem sempre é possível determinar com precisão a opacidade que afeta drasticamente a forma da curva de luz.

In this paper we use observational properties of the SN Ia light curves, such as the Pskovskii–Phillips law, to find constraints on the hydrodynamic solutions obtained through STELLA simulations. As a result, using a limited sample of models that best describe real SNe, we consider the relationship between the opacity of SNe and characteristic times on the light curve.


Affiliations

Department of Atmospheric and Planetary Sciences, Hampton University, Hampton, VA, USA

National Aeronautics and Space Administration Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, Pasadena, CA, USA

Armin Kleinböhl, David M. Kass, Paul O. Hayne, Sylvain Piqueux, James H. Shirley & John T. Schofield

Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado at Boulder, Boulder, CO, USA

Department of Physics and Astronomy, University of Iowa, Iowa City, IA, USA

Synoptic Science, Altadena, CA, USA

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Contributions

N.G.H. and A.K. conceived and designed the study with input from M.S.C. N.G.H. designed and analysed the dust and water vapour flux diagnoses and analysed the inferred water vapour information. A.K. designed the inferred water vapour diagnosis. J.S.H. processed and interpreted hydrogen corona observations from MAVEN. All authors assisted N.G.H. with the preparation of the manuscript.

Corresponding author