Astronomía

Los procesos físicos de las líneas de emisión en la nebulosa cósmica.

Los procesos físicos de las líneas de emisión en la nebulosa cósmica.


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Creo que entiendo cómo ocurren las líneas de absorción en los cuerpos cósmicos. Pero después de leer sobre las líneas de emisión en los quásares, me pregunto cada vez más sobre los procesos físicos que causan las líneas de emisión en la nebulosa cósmica. Espero que pueda explicarme estos procesos, más precisamente de dónde a dónde la energía necesita hacer la transición y si hay requisitos de temperatura en los objetos involucrados. A continuación se muestran algunas de las declaraciones que encontré y que no entiendo:

  1. Las nubes / nebulosas de emisión deben ionizarse, pero solo deben ionizarse parcialmente, ¿verdad? Si están completamente ionizados, las transiciones de energía de los electrones no serían posibles, por lo que las líneas de emisión tampoco serían posibles y solo habría dispersión.

  2. Solo los gases calientes crean líneas de emisión. ¿Es esto realmente cierto? ¿No sería posible que una nube cósmica mucho más fría que el objeto que la ilumina también causara líneas de emisión (ver dibujo a continuación)?

  3. Con respecto a las líneas de emisión de las estrellas, leí que ocurren debido a la recombinación, ¿es esto cierto? Pero, ¿por qué solo la energía inicial discreta de los electrones les permitiría recombinarse con un átomo (parcialmente) ionizado?

Entonces, ¿puede explicar los procesos físicos de las líneas de emisión de nebulosas con un poco más de detalle que los enlaces? Tnx


Solo una respuesta breve, y es probable que otros completen más detalles.

  1. Si hay ionización de algunos átomos, entonces generalmente también hay recombinación; ambos procesos estarán en marcha, aproximadamente en equilibrio entre sí. Normalmente, cuando un electrón se recombina con un átomo, lo hace en algún estado excitado. Luego, a medida que cae de ese estado excitado a estados inferiores, emite uno o más fotones en su camino hacia abajo. Así es como la ionización le da líneas de emisión: es el proceso inverso lo que importa para la emisión.

  2. Para tener líneas de emisión, la nube solo necesita estar más caliente que el fondo detrás de él. Entonces, en su boceto, un observador en la parte inferior vería un espectro de emisión (como lo dibujó), pero un observador a la derecha vería un espectro de absorción (con las mismas líneas); desde esa perspectiva, más luz es perdió en relación con la fuente de fondo (caliente) que la nube vuelve a emitir en esa dirección.

Este enlace puede ayudar con una explicación adicional de estas ideas.


Procesos físicos Los comunes &comercio

Basado en descargas en junio de 2021

Relatividad general y geometría diferencial, Harry Hausner Union College - Schenectady, NY

Relatividad general y geometría diferencial, Harry Hausner

Tesis de Honor

Conversión y control de energía solar utilizando células fotovoltaicas orgánicas, Kurt Wade Woods Western Kentucky University

Conversión y control de energía solar mediante células fotovoltaicas orgánicasPor Kurt Wade Woods

Tesis de maestría y proyectos especializados en amplificador

Las células fotovoltaicas orgánicas (OPV) son tecnologías avanzadas de reciente aparición que son dispositivos livianos y mecánicamente flexibles con procesos de alto rendimiento a partir de material de bajo costo en una variedad de colores. Rathnayake y col. de la Universidad de Western Kentucky han desarrollado una célula OPV basada en nanoestructura. En esta tesis se presenta un modelo y simulación de un sistema fotovoltaico generalizado que puede predecir el rendimiento de los paneles solares en diversas condiciones ambientales. La simulación se ha realizado en Matlab / Simulink y, al ingresar los parámetros de la celda, proporciona características eléctricas clave como la curva I-V de la celda y la información de eficiencia. El total .

Nueva base en las ciencias: Física sin barrer infinitos bajo la alfombra, Florentin Smarandache, Victor Christianto, Universidad Robert Neil Boyd de Nuevo México

Nueva base en las ciencias: Física sin barrer infinitos bajo la alfombra, Florentin Smarandache, Victor Christianto, Robert Neil Boyd

Publicaciones de la facultad y el personal de Matemáticas y Estadística

Es ampliamente conocido entre las fronteras de la física, que la práctica de “barrer bajo la alfombra” ha sido más la norma que la excepción. En otras palabras, los paradigmas líderes tienen una fuerte tendencia a ser aclamados como el único juego en la ciudad. Por ejemplo, la teoría de grupos de renormalización fue aclamada como una cura para resolver el problema del infinito en la teoría QED. Por ejemplo, una cita de Richard Feynman dice lo siguiente: "Lo que hicieron los tres premios Nobel, en palabras de Feynman, fue" deshacerse de los infinitos en los cálculos. Los infinitos todavía están ahí, pero ahora pueden.

Espectros de disco de acreción de binarios de rayos X de agujero negro, Kristina Salgado Universidad de Colorado, Boulder

Espectros de disco de acreción de binarios de rayos X de agujero negro, Kristina Salgado

Tesis de honores de pregrado

Modelar binarios de rayos X de agujeros negros es de naturaleza compleja debido a los complicados procesos físicos que ocurren en el disco (es decir, dispersión, absorción y emisión, efectos relativistas) sin embargo, el efecto general es un cambio relativamente menor del espectro emergente hacia energías más duras. . Un solo parámetro, Fcolumna se utiliza generalmente para capturar fenomenológicamente el efecto global sobre el espectro observado. Se desarrolló una rutina de minimización de chi-cuadrado para ajustar tres parámetros a un espectro de disco de acreción: una constante de normalización, la temperatura máxima de un disco de acreción y el factor de endurecimiento espectral Fcolumna en un intento de restringir.

Preparación de una base de datos de flujos de salida de velocidad extremadamente alta en quásares, Griffin Kowash, Carla P. Quintero, Sean S. Haas, Paola Rodriguez Hidalgo Humboldt State University

Preparación de una base de datos de flujos de salida de velocidad extremadamente alta en quásares, Griffin Kowash, Carla P. Quintero, Sean S. Haas, Paola Rodríguez Hidalgo

IdeaFest: Revista interdisciplinaria de trabajos creativos e investigación de la Universidad Estatal de Humboldt

Orígenes cósmicos sobrenaturales: desafiando el paradigma reinante, Rachel Blattner Liberty University

Orígenes cósmicos sobrenaturales: desafiando el paradigma reinante, Rachel Blattner

Tesis de honores senior

El estudio científico contemporáneo utiliza principalmente un paradigma basado en el naturalismo, el materialismo y el empirismo en el que basar la investigación. El modelo cosmológico ampliamente aceptado, la teoría del Big Bang, se adhiere a este paradigma. A pesar de muchas debilidades en este modelo y en el paradigma mismo, los investigadores continúan favoreciendo la modificación del modelo aceptado sobre la adopción de otros modelos más completos. El paradigma del que provienen los modelos propuestos por Russell Humphries, John Hartnett y Jason Lisle justifica el relato bíblico de la tierra joven de la creación de seis días y se ajusta mejor a la evidencia observacional con menos suposiciones arbitrarias que el paradigma del cual surgió el Big Bang.

La paralelización y optimización del problema de N-Body usando Openmp y Openmpi, Nicholas J. Carugati Gettysburg College

La paralelización y optimización del problema de N-Body usando Openmp y Openmpi, Nicholas J. Carugati

Publicaciones de estudiantes

El enfoque de esta investigación es explorar las formas eficientes en que podemos implementar el problema NBody. El problema N-Body, en el campo de la física, es un problema en el que predice o simula los movimientos de los planetas y cómo interactúan entre sí gravitacionalmente. Para esta investigación, estamos viendo si la simulación se puede ejecutar de manera eficiente al delegar el trabajo computacional pesado a través de diferentes núcleos de una CPU. El enfoque que se está utilizando para resolver esto es mediante la integración de la API de paralelización OpenMP y la biblioteca de paso de mensajes OpenMPI en el código. En lugar de ejecutar todo el código.

Espectroscopia estelar: nuevos métodos y conocimientos, Sanaz S. Golriz The University of Western Ontario

Espectroscopia estelar: nuevos métodos y conocimientos, Sanaz S. Golriz

Repositorio electrónico de tesis y disertaciones

El estudio de la evolución química de las estrellas es de crucial importancia, ya que desempeñan un papel fundamental en el enriquecimiento de la química del universo. A lo largo de su vida, las estrellas se someten a varios procesos que pueden alterar su química. Gradualmente, los productos de la nucleosíntesis del interior de la estrella levitan por radiación y convección y se mezclan con las capas superiores de la atmósfera. En las últimas etapas de su evolución, las estrellas de masa baja a intermedia (0.8-8.0

M☉) expulsa una fracción significativa de estos productos de nucleosíntesis, lo que da como resultado una envoltura circunestelar de gas y polvo alrededor de la estrella central.

Nucleosíntesis de Pp y Cno-ciclo: Cinética y modelado numérico de procesos de fusión competitivos, Matt Torrico, Matthew N. Torrico La Universidad de Tennessee

Nucleosíntesis de Pp y Cno-ciclo: cinética y modelado numérico de procesos de fusión competitivos, Matt Torrico, Matthew N. Torrico

Publicaciones de física y astronomía y otras obras

La propia historia de la materia (y, por tanto, del Hombre) está exquisitamente acoplada a los procesos de fusión nuclear que alimentan al Sol y a otras estrellas. La fusión de hidrógeno en helio y otros procesos de fusión termonuclear (denominados colectivamente nucleosíntesis procesos) nos proporciona no solo la energía para llevar a cabo nuestras vidas, sino los mismos materiales.

Colocación de fusión de impacto en mercurio, Jeffrey Daniels La Universidad de Western Ontario

Colocación de fusión de impacto en mercurio, Jeffrey Daniels

Repositorio electrónico de tesis y disertaciones

La formación de cráteres por impacto es un proceso abrupto y espectacular que ocurre en cualquier mundo con una superficie sólida. En la Tierra, estos cráteres se erosionan o destruyen fácilmente a través de procesos endógenos. La Luna y Mercurio, sin embargo, carecen de una atmósfera significativa, lo que significa que los cráteres en estos mundos permanecen intactos por más tiempo, geológicamente. En esta tesis, se utilizaron técnicas de teledetección para investigar el emplazamiento del derretimiento por impacto sobre los cráteres frescos y complejos de Mercurio. Para los cráteres lunares complejos, el derretimiento de impacto se expulsa preferentemente desde la elevación más baja del borde, lo que implica un control topográfico. En Venus, la masa fundida de impacto se expulsa preferentemente hacia abajo desde el lugar del impacto, lo que implica el control de la dirección del impactador. Mercurio, a pesar de tener muchos cráteres.


1) Comprender cómo se propaga la radiación en el espacio e interactúa con la materia. Familiarizarse con los conceptos básicos de intensidad, flujo y opacidad. Resuelve la ecuación de transferencia radiativa.
2) Comprender las propiedades físicas y la generación de los principales procesos de emisión que hacen que nuestro Universo "brille" de diferentes formas a diferentes longitudes de onda, incluyendo los procesos de emisión de cuerpo negro, bremsstrahlung, sincrotrón, Compton e Inverse Compton.
3) Comprender cómo la radiación producida en los sistemas astronómicos se modifica por propagación a través de un plasma o materia interviniente, mediante procesos de absorción y reemisión.
4) Comprender la emisión y absorción de radiación por átomos y moléculas, y los mecanismos de formación de líneas, que son de fundamental importancia para interpretar conjuntos de datos astronómicos.
5) Dominar la interpretación y el modelado de observaciones astronómicas de radiación electromagnética (por ejemplo, reconocer los procesos físicos que dan lugar a diferentes características espectrales, derivar propiedades físicas de las regiones emisoras basadas en conjuntos de datos astronómicos reales desde la radio a la banda de rayos X).

Proyecto intermedio y final


AVIONES: ¿Balas cósmicas o gas en evaporación?

Cuando una estrella de baja masa llega al final de su vida, se desprende de sus capas externas y forma una nebulosa planetaria, una capa de gas ionizado caliente. Visto desde lejos, una nebulosa planetaria parece una obra de arte cósmico, con colores brillantes en marcado contraste con los confines del espacio. Estos objetos han sido durante mucho tiempo objetivos de estudio para los astrónomos debido a su complejidad y belleza.

Si hojea cualquier catálogo de nebulosas planetarias, notará que varían enormemente en forma, color y tamaño. Sin embargo, algunos patrones y características surgen una y otra vez, variaciones sobre un tema. Un ejemplo de esto es un grupo de estructuras diminutas con el mundano apodo de regiones de emisión rápida y de baja ionización: FLIER, para abreviar. Estos densos grupos de gas relativamente neutro parecen alejarse del centro de la nebulosa a altas velocidades, ¡generalmente varias veces la velocidad del sonido en la nebulosa!

Los FLIER se estudiaron por primera vez como parte de un grupo más grande de estructuras cinemáticas en nebulosas planetarias. Después de que la mayoría de las estrellas de baja masa abandonan la secuencia principal, pasan varios millones de años como gigantes rojas, sacudiéndose gradualmente sus capas externas. Cuando estas estrellas entran en la fase de nebulosa planetaria de sus vidas, sus vientos estelares pueden acelerarse dramáticamente, llevando materia a los restos de la envoltura gigante roja. Esto forma una onda de choque, creando un colorido anillo o concha alrededor de la estrella.

Un grupo de astrónomos (Balick et al. 1987) estaban interesados ​​en probar este modelo de “vientos en interacción” y decidieron realizar una serie de observaciones espectroscópicas de un conjunto de nebulosas planetarias elípticas. Eligieron mapear las líneas Hα y [N II] Hα es generalmente una de las líneas espectrales más fuertes en una nebulosa planetaria, y [N II], nitrógeno ionizado individualmente, se encuentra justo al lado. Usando un método conocido como espectroscopia de rendija larga, el equipo observó ocho nebulosas planetarias elípticas en el telescopio Mayall de 4 metros en el Observatorio Nacional de Kitt Peak, con la intención de mapear los flujos de salida gaseosos y estudiar su movimiento.

Las ocho nebulosas contenían estructuras interesantes, y se descubrió que tres de ellas, NGC 3242, NGC 6826 y NGC 7662, incluían los nudos a los que ahora nos referimos como FLIER, una cuarta nebulosa, en el estudio, se confirmaría más tarde que NGC 7009 tenía ellos tambien. Los nudos aparecieron en pares, en lados opuestos de cada nebulosa, y parecían alejarse rápidamente de la estrella central.

Los autores sugirieron que los nudos, así como las otras microcaracterísticas que observaron, eran el resultado de falta de homogeneidad en la envoltura del gigante rojo. Si la envoltura fuera más densa a lo largo de su plano ecuatorial, la geometría del choque tomaría una forma elíptica. También podría formarse un choque inverso, viajando hacia la estrella y colimando el flujo de salida en una forma más enfocada, dando lugar a características como estos nudos. Los nudos serían fotoionizados por la luz ultravioleta de la estrella central en un lado y calentados por colisiones con el gas ambiental en el otro. Aún así, esta explicación seguía siendo vaga y los astrónomos necesitaban una comprensión más profunda de los procesos físicos que conducen a la formación de estas estructuras.

Los FLIER fueron muy estudiados durante la siguiente década y muchos grupos intentaron explicarlos. Cualquier teoría detrás de su formación debería tener en cuenta varias propiedades clave:

  • Su tendencia a aparecer en pares, uno frente al otro a lo largo del eje de simetría de una nebulosa.
  • Su alta tasa de incidencia (los FLIER aparecieron en aproximadamente la mitad de todas las nebulosas planetarias estudiadas)
  • Sus velocidades extremas, a menudo hasta cinco veces la velocidad del sonido en el gas circundante.

En términos generales, como lo expresó otro grupo de astrónomos (también dirigido por Bruce Balick) en un artículo de 1998, los modelos FLIER se dividen en dos clases distintas. Los primeros son los modelos de "bala", que involucran pequeños grupos de gas de movimiento rápido y baja ionización que viajan a través del gas circundante de la nebulosa. Podrían formarse mediante la interacción de los vientos en un sistema binario o algún otro tipo de comportamiento estelar. Desafortunadamente, las observaciones muestran que tanto la morfología como la estructura de ionización de los FLIER no pueden reproducirse mediante modelos de bala, ya que disminuyen la ionización con un mayor radio de la estrella, en lugar de tener cabezas fuertemente ionizadas.

El otro conjunto de modelos implica la fotoevaporación, donde el gas ambiental en la nebulosa es ionizado por la radiación de alta energía de la estrella central. Los astrónomos habían sugerido que los nudos densos podrían acelerarse a altas velocidades ya sea por vientos estelares o los llamados gases de escape liberados por la fotoevaporación antes mencionada. Balick y col. Argumentó que estos modelos también deberían descartarse, porque los mecanismos de aceleración son demasiado débiles para asegurar que los nudos alcancen esas altas velocidades.

Normalmente, terminaría una publicación de blog de este tipo hablando de la teoría o modelo que terminó siendo aceptado por la comunidad astronómica. Desafortunadamente, no puedo hacer eso aquí, porque a pesar del tamaño de muestra cada vez mayor de las nebulosas planetarias y el aumento de los códigos de modelado hidrodinámico, no tenemos una explicación firme de cómo se forman los FLIER. Por lo tanto, simplemente voy a terminar con una galería de algunos de los ejemplos más sorprendentes de nebulosas planetarias que contienen FLIER. Espero que disfrutes de esta galería de arte cósmico.


La nebulosa Carina: nacimiento de estrellas en el extremo

Para celebrar el 17 aniversario del lanzamiento y despliegue del Telescopio Espacial Hubble de la NASA, un equipo de astrónomos está lanzando una de las imágenes panorámicas más grandes jamás tomadas con las cámaras del Hubble. Es una vista de 50 años luz de la región central de la Nebulosa Carina, donde se está produciendo una vorágine de nacimiento y muerte de estrellas.

La vista de Hubble de la nebulosa muestra el nacimiento de estrellas en un nuevo nivel de detalle. El paisaje de fantasía de la nebulosa está esculpido por la acción de los vientos y la abrasadora radiación ultravioleta de las estrellas monstruosas que habitan este infierno. En el proceso, estas estrellas están triturando el material circundante que es el último vestigio de la nube gigante de la que nacieron las estrellas.

La inmensa nebulosa contiene al menos una docena de estrellas brillantes que se estima aproximadamente en al menos 50 a 100 veces la masa de nuestro Sol. El habitante más singular y opulento es la estrella Eta Carinae, en el extremo izquierdo. Eta Carinae se encuentra en las etapas finales de su breve y eruptiva vida útil, como lo demuestran dos lóbulos ondulantes de gas y polvo que presagian su próxima explosión como una supernova titánica.

Los fuegos artificiales en la región de Carina comenzaron hace tres millones de años cuando la primera generación de estrellas recién nacidas de la nebulosa se condensó y se encendió en medio de una enorme nube de hidrógeno molecular frío. La radiación de estas estrellas esculpió una burbuja de gas caliente en expansión. Los grupos de nubes oscuras en forma de islas esparcidos por la nebulosa son nódulos de polvo y gas que se resisten a ser devorados por la fotoionización.

La ráfaga de huracán de vientos estelares y la abrasadora radiación ultravioleta dentro de la cavidad ahora está comprimiendo las paredes circundantes de hidrógeno frío. Esto está desencadenando una segunda etapa de formación de nuevas estrellas.

Nuestro Sol y nuestro sistema solar pueden haber nacido dentro de un crisol cósmico de este tipo hace 4.600 millones de años. Al observar la Nebulosa Carina, estamos viendo la génesis de la formación de estrellas como ocurre comúnmente a lo largo de los densos brazos espirales de una galaxia.

La inmensa nebulosa está a unos 7.500 años luz de distancia en la constelación del sur Carina the Keel (de la antigua constelación del sur Argo Navis, la nave de Jason y los Argonautas, de la mitología griega).

Esta imagen es un mosaico de la Nebulosa Carina ensamblado a partir de 48 fotogramas tomados con la Cámara Avanzada para Sondeos del Telescopio Espacial Hubble. Las imágenes del Hubble se tomaron a la luz de hidrógeno neutro. Se agregó información de color con datos tomados en el Observatorio Interamericano Cerro Tololo en Chile. El rojo corresponde al azufre, el verde al hidrógeno y el azul a la emisión de oxígeno.

Créditos:Imagen de Hubble: NASA, ESA, N. Smith (Universidad de California, Berkeley) y The Hubble Heritage Team (STScI / AURA)
Imagen CTIO: N. Smith (Universidad de California, Berkeley) y NOAO / AURA / NSF


El entorno irregular de una rara explosión cósmica reveló

Una concepción de los artistas de FBOT. Crédito: Bill Saxton, NRAO / AUI / NSF

Científicos del Centro Nacional de Radio Astrofísica del Instituto Tata de Investigación Fundamental (NCRA-TIFR) de Pune utilizaron el radiotelescopio Giant Metrewave Radio Telescope (uGMRT) para determinar que la vaca AT 2018, la primera de una clase recientemente descubierta de explosiones cósmicas, ha un entorno extremadamente irregular. Fuentes como AT 2018cow liberan una enorme cantidad de energía, sin embargo, se desvanecen extremadamente rápido. Esto, junto con su color extremadamente azul, los ha llevado a ser llamados FBOTs para Fast Blue Optical Transient. Esta es la primera evidencia observacional de emisión no homogénea de un FBOT. Los orígenes de los FBOT todavía están en debate, pero los modelos propuestos incluyen la explosión de una estrella masiva, la colisión de una estrella de neutrones y una estrella en crecimiento, la fusión de dos enanas blancas, etc.

Los FBOT son difíciles de encontrar ya que aparecen y desaparecen en el cielo muy rápidamente. Sin embargo, varios de ellos se han descubierto en los últimos años a través de la reciente aparición de encuestas que escanean el cielo casi a diario. Los FBOT que también emiten en la radio son doblemente raros, pero son particularmente interesantes porque las observaciones de radio ayudan a determinar las propiedades de los entornos de estas explosiones y sus progenitores.

El FBOT AT2018cow fue descubierto el 16 de junio de 2018. A una distancia de unos 215 millones de años luz, la vaca mostraba luminosidades mucho mayores que las de las supernovas normales. El Prof. Poonam Chandra (NCRA-TIFR) y el Dr. A. J. Nayana (ex estudiante de doctorado del Prof. Poonam Chandra) llevaron a cabo observaciones de radio de AT 2018cow con el uGMRT para determinar las propiedades de su entorno extendido y región de emisión. "Nuestro estudio se ha beneficiado enormemente de las capacidades únicas de baja frecuencia del uGMRT. Las observaciones del uGMRT de la" vaca "desempeñaron un papel único en la búsqueda de la densidad no uniforme alrededor de esta explosión", dice Nayana. Añadió: "Nuestro trabajo proporciona la primera evidencia observacional de emisión no homogénea de un FBOT. La densidad del material alrededor de esta explosión cae drásticamente alrededor de 0,1 años luz del transitorio. Esto indica que la estrella progenitora de AT2018cow estaba perdiendo masa mucho más rápido hacia el final de su vida ".

Las líneas sólidas / punteadas verdes y rojas denotan diferentes modelos teóricos. El punto de giro de esta curva de luz permitió la determinación de la velocidad del material a partir de la explosión, la fuerza del campo magnético y la densidad ambiental a diferentes distancias del centro de la explosión. Crédito: A. J. Nayana y Poonam Chandra

AT 2018cow también es inusual porque se ha podido observar en la radio durante mucho tiempo. Cuanto más tiempo se puede observar la emisión posterior a la explosión, más distancia ha recorrido el material que fue expulsado durante la explosión. Esto permite estudiar el entorno a gran escala de la fuente. El Dr. A. J. Nayana y el Prof. Poonam Chandra han estado observando a la vaca durante

2 años con la uGMRT para conocer sus propiedades. "Este es el primer FBOT visto durante tanto tiempo a bajas frecuencias de radio y los datos de uGMRT proporcionaron información crucial sobre el entorno de este transitorio", dijo Nayana. Poonam Chandra explica: "Ésta es la belleza de las observaciones de radio de baja frecuencia. Uno puede rastrear las huellas del sistema progenitor mucho antes de que explote. Es interesante que el material de la explosión se esté moviendo con una velocidad superior al 20% de la velocidad de luz incluso después

257 días después de la explosión, sin desaceleración alguna ”.

La imagen dentro de la caja es la AT2018cow. Crédito: A. J. Nayana y Poonam Chandra

Si bien el origen de los FBOT todavía está en debate, las observaciones de radio detalladas pueden dar pistas sobre varios parámetros físicos de estos eventos, como la velocidad del material que salió de esta explosión, la fuerza del campo magnético, la velocidad a la que el sistema progenitor arroja su masa antes de la explosión, etc. Las observaciones de uGMRT de la "vaca" sugieren que el progenitor hizo erupción su material

100 veces más rápido durante los años cercanos al final de su vida útil en comparación con

23 años antes de la explosión. Además, AT2018cow mostró inhomogeneidades en la región emisora ​​de radio, mientras que los otros dos FBOT brillantes de radio no mostraron estas propiedades, lo que hace que la "vaca" sea única en el grupo. "Las observaciones de más FBOT con uGMRT darán información sobre sus entornos y progenitores para desarrollar una imagen completa de las propiedades de estos intrigantes transitorios", dice Nayana.

El GMRT es un conjunto de treinta antenas de 45 m repartidas en un área de 25 kilómetros cuadrados en el pueblo de Khodad, Narayangaon, India, construido y operado por NCRA-TIFR, Pune. Actualmente es uno de los radiotelescopios de baja frecuencia más sensibles del mundo.

El documento fue publicado en la edición del 30 de abril de 2021 de Las cartas del diario astrofísico.


Nebulosa

Con las nebulosas de emisión, la radiación ultravioleta, que generalmente proviene de estrellas calientes cercanas o incrustadas, ioniza los átomos de gas interestelar y los átomos emiten luz cuando interactúan con los electrones libres en la nebulosa. Las nebulosas de emisión pueden tener la forma de regiones H II (hidrógeno ionizado), nebulosas planetarias o remanentes de supernovas. Con las nebulosas de reflexión, la luz de una estrella cercana o un grupo estelar es dispersada (reflejada irregularmente) por los granos de polvo en la nube. Las nebulosas de reflexión y emisión son nebulosas brillantes. Por el contrario, las nebulosas oscuras se detectan por lo que oscurecen: la luz de las estrellas y otros objetos que se encuentran detrás de la nube a lo largo de nuestra línea de visión se reduce significativamente o se oscurece totalmente por la extinción interestelar. Las nebulosas oscuras contienen aproximadamente la misma mezcla de gas y polvo que las nebulosas brillantes, pero no hay estrellas cercanas que las iluminen. Si la densidad de la columna es suficientemente alta, es probable que la mayor parte del hidrógeno esté presente en forma molecular (ver nubes moleculares).

El término & # x2018nebula & # x2019 se aplicó originalmente a cualquier objeto que pareciera borroso y extendido en un telescopio: más de 100 se enumeraron en el Catálogo Messier del siglo XVIII. La mayoría de estos objetos fueron posteriormente identificados como galaxias y cúmulos de estrellas.


Física del medio interestelar e intergaláctico

Este es un libro de texto completo y ricamente ilustrado sobre la astrofísica del medio interestelar e intergaláctico: el gas y el polvo, así como la radiación electromagnética, los rayos cósmicos y los campos magnéticos y gravitacionales, presentes entre las estrellas de una galaxia y también entre las estrellas. galaxias mismas.


Los temas incluyen procesos radiativos en todo el espectro electromagnético transferencia radiativa ionización calentamiento y enfriamiento astroquímica dinámica de fluidos de polvo interestelar, incluidos frentes de ionización y ondas de choque, distribución de rayos cósmicos y evolución del medio interestelar y formación de estrellas. Si bien se supone que el lector tiene experiencia en física a nivel de pregrado, incluida alguna exposición previa a la física atómica y molecular, la mecánica estadística y el electromagnetismo, los primeros seis capítulos del libro incluyen una revisión de la física básica que se utiliza en capítulos posteriores. Este libro de texto para graduados incluye referencias para lectura adicional y sirve como un recurso invaluable para los astrofísicos que trabajan.


El término "nebulosa" ha variado en la historia de la astronomía. En tiempos pre-telescópicos se usaba para distinguir los objetos que parecen no estelares de las estrellas puntiagudas. Se ha demostrado que la mayoría de las "nebulosas" conocidas en ese momento son cúmulos estelares abiertos. El término "Nebulosa" se usó así para lo que ahora llamamos "Objeto Deepsky".

En los primeros tiempos telescópicos, la naturaleza de estos objetos todavía era muy desconocida. Con los cúmulos abiertos resueltos, todos los demás objetos del cielo profundo se resumieron como "Nebulosas". Solo el uso de grandes telescopios, el descubrimiento de la espectroscopia y la invención de la fotografía en la segunda mitad del siglo XIX hicieron posible distinguir nebulosas "reales", es decir, nubes de gas y polvo, con certeza de los objetos formados por estrellas ( cúmulos globulares y galaxias).

  • Nebulosas de emisión: Emiten luz porque los átomos de sus gases son excitados por la radiación de alta energía de las estrellas involucradas. Muestran espectros de líneas de emisión.
  • Nebulosas de reflexión: Refleja la luz de las estrellas cercanas por sus partículas de polvo. Por lo tanto, sus espectros son los mismos que los de las estrellas, típicamente espectros continuos.
  • Nebulosas de absorción o Nebulosas oscuras: Absorbe la luz: su componente gaseoso puede verse como espectros de absorción a la luz de las estrellas de fondo, su componente de polvo al absorber y enrojecer la luz de fondo.

Un esquema más moderno distingue formando estrellas o nebulosas pre-estelares (básicamente nebulosas difusas y oscuras) de nebulosas post-estelares (básicamente nebulosas planetarias y remanentes de supernovas). La primera de estas clases incluye típicamente nubes de materia interestelar de una masa de varias 100 o varias 1.000 estrellas, mientras que la última está relacionada con una estrella específica en estado avanzado de evolución, en el final de su vida nuclear o justo después.

Hay una serie de variaciones y clases especiales de nebulosas como la Nebulosas Herbig-Haro (relacionado con estrellas en proceso de formación, y emiten chorros de material gaseoso, por lo que a menudo se encuentran cerca de grandes nebulosas difusas con formación de estrellas) y Nebulosas Wolf-Rayet (relacionado con las estrellas calientes Wolf-Rayet, estrellas de alguna edad que han expulsado materia que ahora hacen brillar).

En escalas de tiempo cósmicas, todos estos tipos de nebulosas, en particular las nebulosas brillantes, experimentan cambios rápidos y solo tienen vidas comparativamente cortas, por lo que las que observamos son todos objetos bastante jóvenes. Las nebulosas planetarias y los remanentes de supernovas suelen tener solo unos pocos miles de años antes de que se desvanezcan y difundan su materia en la materia interestelar de su entorno, mientras que las regiones H II formadoras de estrellas brillan intensamente durante los pocos 100.000 o millones de años que son iluminadas por el mismísimo estrellas calientes O y / o B masivas que se formaron dentro de ellas. Las nubes moleculares gigantes tienen una vida algo más larga, de unas decenas de millones de años, mientras forman nuevas estrellas y cúmulos estelares.

Hay que tener en cuenta que todas las nebulosas Messier son miembros de nuestra Vía Láctea (junto con muchas otras). Otras galaxias también contienen nebulosas, que pueden detectarse con instrumentos considerablemente sensibles dentro de las imágenes de estas galaxias.


Reliquias de radio

Los cúmulos de galaxias se encuentran entre las estructuras conocidas más grandes del Universo y se extienden a lo largo de varios megaparsecs. Los cúmulos de galaxias están llenos de un medio intragrupo, que consta de gas caliente, campos magnéticos, partículas de rayos cósmicos, materia oscura y muchas galaxias intercaladas. La mayoría de los cúmulos de galaxias son visibles como fuentes de radio extendidas que emiten radiación de sincrotrón. Como los campos magnéticos en el medio intragrupo son turbulentos, la emisión de radio no está polarizada en su mayoría, pero con una excepción destacada:

Enormes corrientes de gas agitan continuamente las estructuras del Universo. Cuando un cúmulo de galaxias choca con otro cúmulo o una nube de gas intergaláctica, se forma un choque que comprime el gas y los campos magnéticos y acelera las partículas de rayos cósmicos. Estos choques se hacen visibles como enormes arcos en la emisión de radio sincrotrón, llamados "reliquias de radio". En más de 70 cúmulos se han encontrado reliquias hasta ahora, pero probablemente existen muchas más que son demasiado débiles para ser observadas con los radiotelescopios actuales. Los frentes de choque amplifican y ordenan los campos magnéticos turbulentos del medio intracluster, lo que resulta en una emisión de radio sincrotrón mejorada con un alto grado de polarización lineal. Las ondas de radio polarizadas son ideales para rastrear reliquias.


Ver el vídeo: Procesos Físicos I (Diciembre 2022).