Astronomía

¿Se ha modelado analíticamente la evolución estelar?

¿Se ha modelado analíticamente la evolución estelar?


We are searching data for your request:

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

Todavía recordaré el folleto que nos dio mi profesor de astronomía hace más de varias décadas; Nuestros amigos los politrópos. Pasamos mucho tiempo aprendiendo cómo los polítropos, modelos analíticos simples de ley de potencias, podían reproducir algunas propiedades termodinámicas básicas de las estrellas, y cómo esas propiedades tenderían a variar con la masa (y tal vez con otros parámetros, no lo recuerdo ahora).

Tener modelos de estrellas politerpicas (u otros modelos analíticos simples de estrellas) ¿alguna vez ha "evolucionado" analíticamente en el tiempo? En otras palabras, además de las variaciones en el radio, ¿alguna vez se ha escrito un conjunto de ecuaciones que también incluye un $ frac { parcial} { parcial t} $ de tal manera que fueran susceptibles de una solución analítica?

Nota: He agregado la etiqueta de historia ya que estoy preguntando sobre los "viejos tiempos del oro" en lugar de sobre técnicas modernas.


Bueno, sí, sigue siendo una herramienta útil porque puede dar mucha más información que la salida de un código informático de caja negra. Sin embargo, debe elegir sus problemas o la complejidad del análisis puede perder esta ventaja.

Un caso particular es la evolución de estrellas previas a la secuencia principal de baja masa a lo largo de la trayectoria de Hayashi. Dado que estas estrellas son completamente convectivas, pueden tratarse como un solo politrópo a (de primer orden). Un colega y yo hemos utilizado estos cálculos analíticos para estudiar los efectos de las manchas y los campos magnéticos en la evolución de las estrellas PMS y en la velocidad a la que "queman" litio en sus núcleos (p. Ej., Jackson y Jeffries 2014a; Jackson y Jeffries 2014b) .

A su vez, este trabajo se inspiró en un tratamiento analítico mucho anterior del problema del agotamiento del Li realizado por Bildsten et al. (1997).


Los modelos analíticos se han aplicado a varias fases de la evolución, aunque sería imposible aplicar un solo modelo a todas las fases porque la física cambia mucho. Además, una estrella a menudo tendrá una física muy diferente en varias partes diferentes de la estrella, por lo que los modelos analíticos a veces tienen que tratar diferentes partes por separado y luego unificar los resultados a través de los límites (tal como lo hacen las simulaciones numéricas). Por ejemplo, he visto diferentes índices politrópicos utilizados en las regiones de convección, radiativa y central del Sol.

Me doy cuenta de que su interés es cuando no existe una suposición de estado estable, sino que el tiempo es una variable dinámica. Pero no siempre es necesario utilizar el tiempo como variable dinámica para hacer evolución. Simplemente puede hacer un modelo analítico de estado estable (como un politrópo, quizás apoyado por una pieza numérica que resuelve algún parámetro como la presión central) y permitir que los parámetros en su solución varíen en el tiempo de una manera analítica simple. Por ejemplo, podría estudiar cómo la pérdida de masa afecta a una estrella haciendo modelos analíticos de estado estacionario y simplemente dejar que la masa cambie con el tiempo de acuerdo con alguna prescripción analítica de pérdida de masa (como la "Ley de Reimers", algo simple). Por lo tanto, los modelos analíticos de estado estable se pueden elevar a modelos evolutivos si simplemente tiene una forma analítica de cambiar los parámetros con el tiempo.

Otro ejemplo sencillo es la evolución de una protoestrella completamente convectiva. Simplemente fija la masa y el radio inicial, y resuelve el interior asumiendo que todo tiene la misma entropía (una aproximación razonable para estrellas completamente convectivas). Luego, fija la temperatura de la superficie para que se encuentre en la pista de Hayashi, lo que para un modelo muy simple podría significar simplemente fijar la superficie T a 3000 K. Eso y el radio inicial determinan la luminosidad, y la suposición de entropía constante fija la estructura interna, por lo que luego simplemente dejas que pierda energía a la velocidad de la luminosidad, y usas la energía interna como la variable que cambia con el tiempo, siempre actualizando el radio para que sea consistente con la nueva energía interna (como el teorema del virial), y eso da la nueva luminosidad y así sucesivamente. Un modelo simple completamente analítico hasta que la estrella ya no sea completamente convectiva (y entonces podríamos llamarlo una estrella anterior a la secuencia principal).

También he visto enfriar las enanas blancas analíticamente. Es una idea similar: tome la temperatura de la superficie como condición inicial y déjela perder calor a través de su luminosidad. El radio no cambia realmente, por lo que todo lo que necesita es seguir actualizando la temperatura de la superficie en función de la energía interna, que se puede manejar mediante algún tratamiento analítico de transporte de calor interno. Si está dispuesto a hacer aproximaciones que aborden la física clave, puede hacer casi cualquier cosa analíticamente.


Población estelar

Durante 1944, Walter Baade categorizó grupos de estrellas dentro de la Vía Láctea en poblaciones estelares.

En el resumen del artículo de Baade, reconoce que Jan Oort concibió originalmente este tipo de clasificación en 1926:

[. ] Los dos tipos de poblaciones estelares habían sido reconocidos entre las estrellas de nuestra propia galaxia por Oort ya en 1926. [1]

Baade notó que las estrellas más azules estaban fuertemente asociadas con los brazos espirales y las estrellas amarillas dominaban cerca del bulbo galáctico central y dentro de los cúmulos de estrellas globulares. [2] Se definieron dos divisiones principales como

con otra división más nueva llamada

a menudo se abrevian simplemente como Pop. Yo, papá. II y Pop. III.

Entre los tipos de población, se encontraron diferencias significativas con sus espectros estelares individuales observados. Más tarde se demostró que estos eran muy importantes y posiblemente estaban relacionados con la formación de estrellas, la cinemática observada, [3] la edad estelar e incluso la evolución de las galaxias tanto en galaxias espirales como elípticas. Estas tres clases de población simples dividieron de manera útil las estrellas por su composición química o metalicidad. [4] [3]

Por definición, cada grupo de población muestra la tendencia en la que la disminución del contenido de metales indica un aumento de la edad de las estrellas. Por lo tanto, las primeras estrellas del universo (muy bajo contenido de metales) se consideraron Población III, las estrellas viejas (baja metalicidad) como Población II y las estrellas recientes (alta metalicidad) como Población I. [5] El Sol se considera Población I, una estrella reciente con una metalicidad relativamente alta del 1,4 por ciento. Tenga en cuenta que la nomenclatura astrofísica considera que cualquier elemento más pesado que el helio es un "metal", incluidos los no metales químicos como el oxígeno.


Contenido

Protoestrella Editar

La evolución estelar comienza con el colapso gravitacional de una nube molecular gigante. Las nubes moleculares gigantes típicas tienen aproximadamente 100 años luz (9,5 × 10 14 km) de ancho y contienen hasta 6.000.000 de masas solares (1,2 × 10 37 kg). A medida que colapsa, una nube molecular gigante se rompe en pedazos cada vez más pequeños. En cada uno de estos fragmentos, el gas que colapsa libera energía potencial gravitacional en forma de calor. A medida que aumenta su temperatura y presión, un fragmento se condensa en una bola giratoria de gas supercaliente conocida como protoestrella. [3] Las estructuras filamentarias son verdaderamente ubicuas en la nube molecular. Los filamentos moleculares densos se fragmentarán en núcleos unidos gravitacionalmente, que son los precursores de las estrellas. La acumulación continua de gas, la flexión geométrica y los campos magnéticos pueden controlar la forma detallada de fragmentación de los filamentos. En los filamentos supercríticos, las observaciones han revelado cadenas cuasi-periódicas de núcleos densos con un espaciado comparable al ancho interno del filamento, y dos protoestrellas incrustadas con salidas de gas. [4]

Una protoestrella continúa creciendo por acreción de gas y polvo de la nube molecular, convirtiéndose en una estrella anterior a la secuencia principal a medida que alcanza su masa final. El desarrollo posterior está determinado por su masa. La masa se compara típicamente con la masa del Sol: 1.0 METRO (2,0 × 10 30 kg) significa 1 masa solar.

Las protoestrellas están envueltas en polvo y, por lo tanto, son más fácilmente visibles en longitudes de onda infrarrojas. Las observaciones del Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) han sido especialmente importantes para revelar numerosas protoestrellas galácticas y sus cúmulos estelares progenitores. [5] [6]

Enanas marrones y objetos subestelares Editar

Protoestrellas con masas inferiores a aproximadamente 0,08 METRO (1,6 × 10 29 kg) nunca alcanzan temperaturas lo suficientemente altas como para que comience la fusión nuclear del hidrógeno. Estos se conocen como enanas marrones. La Unión Astronómica Internacional define a las enanas marrones como estrellas lo suficientemente masivas como para fusionar el deuterio en algún momento de sus vidas (13 masas de Júpiter (M J), 2,5 × 10 28 kg o 0,0125 M ). Objetos de menos de 13 M J se clasifican como enanas sub-marrones (pero si orbitan alrededor de otro objeto estelar, se clasifican como planetas). [7] Ambos tipos, quemadores de deuterio y no, brillan tenuemente y se desvanecen lentamente, enfriándose gradualmente durante cientos de millones de años.

Objetos de masa estelar Editar

Para una protoestrella más masiva, la temperatura central alcanzará eventualmente los 10 millones de kelvin, iniciando la reacción en cadena protón-protón y permitiendo que el hidrógeno se fusione, primero en deuterio y luego en helio. En estrellas de poco más de 1 METRO (2,0 × 10 30 kg), la reacción de fusión carbono-nitrógeno-oxígeno (ciclo CNO) contribuye con una gran parte de la generación de energía. El inicio de la fusión nuclear conduce con relativa rapidez a un equilibrio hidrostático en el que la energía liberada por el núcleo mantiene una alta presión de gas, equilibrando el peso de la materia de la estrella y evitando un mayor colapso gravitacional. La estrella así evoluciona rápidamente a un estado estable, comenzando la fase de secuencia principal de su evolución.

Una nueva estrella se ubicará en un punto específico de la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell, y el tipo espectral de secuencia principal dependerá de la masa de la estrella. Las enanas rojas pequeñas, relativamente frías y de baja masa fusionan el hidrógeno lentamente y permanecerán en la secuencia principal durante cientos de miles de millones de años o más, mientras que las estrellas masivas de tipo O calientes dejarán la secuencia principal después de unos pocos millones de años. Una estrella enana amarilla de tamaño mediano, como el Sol, permanecerá en la secuencia principal durante unos 10 mil millones de años. Se cree que el Sol se encuentra en la mitad de su vida útil de secuencia principal.

Finalmente, el núcleo de la estrella agota su suministro de hidrógeno y la estrella comienza a evolucionar fuera de la secuencia principal. Sin la presión de radiación hacia el exterior generada por la fusión del hidrógeno para contrarrestar la fuerza de la gravedad, el núcleo se contrae hasta que la presión de degeneración de los electrones se vuelve suficiente para oponerse a la gravedad o el núcleo se calienta lo suficiente (alrededor de 100 MK) para que comience la fusión del helio. Cuál de estos suceda primero depende de la masa de la estrella.

Estrellas de baja masa Editar

Lo que sucede después de que una estrella de baja masa deja de producir energía a través de la fusión no se ha observado directamente: el universo tiene alrededor de 13.800 millones de años, que es menos tiempo (en varios órdenes de magnitud, en algunos casos) del que tarda en cesar la fusión. en tales estrellas.

Los modelos astrofísicos recientes sugieren que las enanas rojas de 0,1 M puede permanecer en la secuencia principal durante unos seis a doce billones de años, aumentando gradualmente tanto en temperatura como en luminosidad, y tardar varios cientos de miles de millones de años más en colapsar, lentamente, en una enana blanca. [9] [10] Estas estrellas no se convertirán en gigantes rojas ya que toda la estrella es una zona de convección y no desarrollará un núcleo de helio degenerado con una capa que queme hidrógeno. En cambio, la fusión de hidrógeno continuará hasta que casi toda la estrella sea helio.

Las estrellas un poco más masivas se expanden en gigantes rojas, pero sus núcleos de helio no son lo suficientemente masivos para alcanzar las temperaturas requeridas para la fusión del helio, por lo que nunca llegan a la punta de la rama de la gigante roja. Cuando termina la combustión de la capa de hidrógeno, estas estrellas se mueven directamente de la rama gigante roja como una estrella post-asintótica-gigante-rama (AGB), pero a menor luminosidad, para convertirse en una enana blanca. [2] Una estrella con una masa inicial de aproximadamente 0,6 M podrá alcanzar temperaturas lo suficientemente altas como para fusionar el helio, y estas estrellas de "tamaño medio" pasan a etapas posteriores de evolución más allá de la rama de la gigante roja. [11]

Estrellas medianas Editar

Estrellas de aproximadamente 0,6 a 10 M se convierten en gigantes rojas, que son grandes estrellas no pertenecientes a la secuencia principal de clasificación estelar K o M. Las gigantes rojas se encuentran a lo largo del borde derecho del diagrama de Hertzsprung-Russell debido a su color rojo y gran luminosidad. Los ejemplos incluyen Aldebarán en la constelación de Tauro y Arcturus en la constelación de Boötes.

Las estrellas de tamaño mediano son gigantes rojas durante dos fases diferentes de su evolución posterior a la secuencia principal: estrellas de ramas gigantes rojas, con núcleos inertes hechos de helio e hidrógeno, y estrellas asintóticas de ramas gigantes, con núcleos inertes. hecho de conchas de carbón y helio dentro de las conchas de hidrógeno. [12] Entre estas dos fases, las estrellas pasan un período en la rama horizontal con un núcleo de fusión de helio. Muchas de estas estrellas de fusión de helio se agrupan hacia el extremo frío de la rama horizontal como gigantes de tipo K y se las conoce como gigantes rojas agrupadas.

Fase subgigante Editar

Cuando una estrella agota el hidrógeno en su núcleo, abandona la secuencia principal y comienza a fusionar hidrógeno en una capa fuera del núcleo. El núcleo aumenta de masa a medida que la capa produce más helio. Dependiendo de la masa del núcleo de helio, esto continúa durante varios millones a uno o dos mil millones de años, con la estrella expandiéndose y enfriándose a una luminosidad similar o ligeramente menor a su estado de secuencia principal. Eventualmente, el núcleo se degenera, en estrellas alrededor de la masa del sol, o las capas externas se enfrían lo suficiente como para volverse opacas, en estrellas más masivas. Cualquiera de estos cambios hace que la capa de hidrógeno aumente de temperatura y la luminosidad de la estrella aumente, momento en el que la estrella se expande hacia la rama de gigante roja. [13]

Fase de rama gigante roja Editar

Las capas externas en expansión de la estrella son convectivas, y el material se mezcla por turbulencia desde cerca de las regiones de fusión hasta la superficie de la estrella. Para todas las estrellas, excepto las de menor masa, el material fusionado ha permanecido profundamente en el interior estelar antes de este punto, por lo que la envoltura de convección hace que los productos de fusión sean visibles en la superficie de la estrella por primera vez. En esta etapa de la evolución, los resultados son sutiles, con los mayores efectos, siendo inobservables las alteraciones de los isótopos de hidrógeno y helio. Los efectos del ciclo del CNO aparecen en la superficie durante el primer dragado, con relaciones 12 C / 13 C más bajas y proporciones alteradas de carbono y nitrógeno. Estos son detectables con espectroscopía y se han medido para muchas estrellas evolucionadas.

El núcleo de helio continúa creciendo en la rama del gigante rojo. Ya no está en equilibrio térmico, ya sea degenerado o por encima del límite de Schönberg-Chandrasekhar, por lo que aumenta la temperatura, lo que hace que aumente la velocidad de fusión en la capa de hidrógeno. La estrella aumenta de luminosidad hacia la punta de la rama gigante roja. Las estrellas de ramas gigantes rojas con un núcleo de helio degenerado alcanzan la punta con masas centrales muy similares y luminosidades muy similares, aunque las más masivas de las gigantes rojas se calientan lo suficiente como para encender la fusión del helio antes de ese punto.

Rama horizontal Editar

En los núcleos de helio de las estrellas en el rango de masa solar de 0,6 a 2,0, que están respaldados en gran medida por la presión de degeneración de electrones, la fusión de helio se encenderá en una escala de tiempo de días en un destello de helio. En los núcleos no degenerados de estrellas más masivas, la ignición de la fusión del helio se produce de forma relativamente lenta y sin destellos. [14] La energía nuclear liberada durante el destello de helio es muy grande, del orden de 10 8 veces la luminosidad del Sol durante unos días [13] y 10 11 veces la luminosidad del Sol (aproximadamente la luminosidad de la Milky Way Galaxy) durante unos segundos. [15] Sin embargo, la energía es consumida por la expansión térmica del núcleo inicialmente degenerado y, por lo tanto, no se puede ver desde el exterior de la estrella. [13] [15] [16] Debido a la expansión del núcleo, la fusión del hidrógeno en las capas superpuestas se ralentiza y la generación de energía total disminuye. La estrella se contrae, aunque no hasta la secuencia principal, y migra a la rama horizontal en el diagrama de Hertzsprung-Russell, reduciendo gradualmente su radio y aumentando su temperatura superficial.

Las estrellas de destello de helio del núcleo evolucionan hacia el extremo rojo de la rama horizontal, pero no migran a temperaturas más altas antes de que obtengan un núcleo de carbono-oxígeno degenerado y comiencen a quemar la capa de helio. Estas estrellas a menudo se observan como un grupo de estrellas rojas en el diagrama de color y magnitud de un grupo, más calientes y menos luminosas que las gigantes rojas. Las estrellas de mayor masa con núcleos de helio más grandes se mueven a lo largo de la rama horizontal a temperaturas más altas, algunas se vuelven estrellas pulsantes inestables en la franja amarilla de inestabilidad (variables RR Lyrae), mientras que otras se vuelven aún más calientes y pueden formar una cola azul o un gancho azul en la horizontal. rama. La morfología de la rama horizontal depende de parámetros como la metalicidad, la edad y el contenido de helio, pero aún se están modelando los detalles exactos. [17]

Fase de rama asintótica gigante Editar

Después de que una estrella ha consumido el helio en el núcleo, la fusión de hidrógeno y helio continúa en capas alrededor de un núcleo caliente de carbono y oxígeno. La estrella sigue la rama gigante asintótica en el diagrama de Hertzsprung-Russell, en paralelo con la evolución original de la gigante roja, pero con una generación de energía aún más rápida (que dura menos tiempo). [18] Aunque el helio se quema en una capa, la mayor parte de la energía es producida por el hidrógeno que se quema en una capa más alejada del núcleo de la estrella. El helio de estas cáscaras que queman hidrógeno cae hacia el centro de la estrella y periódicamente la producción de energía de la cáscara de helio aumenta dramáticamente. Esto se conoce como pulso térmico y ocurren hacia el final de la fase de rama asintótica-gigante, a veces incluso en la fase post-rama asintótica-gigante. Dependiendo de la masa y la composición, puede haber de varios a cientos de pulsos térmicos.

Hay una fase en el ascenso de la rama asintótica-gigante donde se forma una zona convectiva profunda que puede traer carbono desde el núcleo a la superficie. Esto se conoce como el segundo dragado, y en algunas estrellas puede incluso haber un tercer dragado. De esta manera se forma una estrella de carbono, estrellas muy frías y fuertemente enrojecidas que muestran fuertes líneas de carbono en sus espectros. Un proceso conocido como quema de fondo caliente puede convertir el carbono en oxígeno y nitrógeno antes de que pueda ser dragado a la superficie, y la interacción entre estos procesos determina las luminosidades y espectros observados de las estrellas de carbono en cúmulos particulares. [19]

Otra clase bien conocida de estrellas asintóticas con ramas gigantes son las variables Mira, que pulsan con períodos bien definidos de decenas a cientos de días y grandes amplitudes de hasta aproximadamente 10 magnitudes (en el visual, la luminosidad total cambia en una cantidad mucho menor ). En las estrellas más masivas, las estrellas se vuelven más luminosas y el período de pulsación es más largo, lo que lleva a una mayor pérdida de masa y las estrellas se oscurecen mucho en las longitudes de onda visuales. Estas estrellas se pueden observar como estrellas OH / IR, que pulsan en el infrarrojo y muestran actividad de máser OH.Estas estrellas son claramente ricas en oxígeno, en contraste con las estrellas de carbono, pero ambas deben ser producidas por dragados.

Edición posterior a AGB

Estas estrellas de rango medio finalmente alcanzan la punta de la rama asintótica-gigante y se quedan sin combustible para quemar conchas. No son lo suficientemente masivos para comenzar la fusión de carbono a gran escala, por lo que se contraen nuevamente, pasando por un período de superviento post-asintótico-gigante-rama para producir una nebulosa planetaria con una estrella central extremadamente caliente. La estrella central luego se enfría y se convierte en una enana blanca. El gas expulsado es relativamente rico en elementos pesados ​​creados dentro de la estrella y puede estar particularmente enriquecido con oxígeno o carbono, dependiendo del tipo de estrella. El gas se acumula en una capa en expansión llamada envoltura circunestelar y se enfría a medida que se aleja de la estrella, lo que permite que se formen partículas de polvo y moléculas. Con la alta entrada de energía infrarroja de la estrella central, se forman las condiciones ideales en estas envolturas circunestelares para la excitación máser.

Es posible que se produzcan pulsos térmicos una vez que haya comenzado la evolución post-asintótica-rama gigante, produciendo una variedad de estrellas inusuales y poco entendidas conocidas como estrellas asintóticas-gigantes-ramas nacidas de nuevo. [20] Estos pueden resultar en estrellas de ramas horizontales extremas (estrellas B subenanas), estrellas de ramas gigantes post-asintóticas deficientes en hidrógeno, estrellas centrales de nebulosas planetarias variables y variables R Coronae Borealis.

Estrellas masivas Editar

En las estrellas masivas, el núcleo ya es lo suficientemente grande al inicio de la combustión de la capa de hidrógeno como para que se produzca la ignición del helio antes de que la presión de degeneración de electrones tenga la oportunidad de volverse predominante. Por lo tanto, cuando estas estrellas se expanden y se enfrían, no brillan tan dramáticamente como las estrellas de menor masa, sin embargo, eran más luminosas en la secuencia principal y evolucionan a supergigantes muy luminosas. Sus núcleos se vuelven lo suficientemente masivos como para que no puedan sostenerse por la degeneración de electrones y eventualmente colapsarán para producir una estrella de neutrones o un agujero negro. [ cita necesaria ]

Evolución supergigante Editar

Estrellas extremadamente masivas (más de aproximadamente 40 M ), que son muy luminosas y, por lo tanto, tienen vientos estelares muy rápidos, pierden masa tan rápidamente debido a la presión de la radiación que tienden a desprenderse de sus propias envolturas antes de que puedan expandirse para convertirse en supergigantes rojas y, por lo tanto, retienen temperaturas superficiales extremadamente altas (y azules). -color blanco) desde su secuencia principal en adelante. Las estrellas más grandes de la generación actual miden alrededor de 100-150 M porque las capas externas serían expulsadas por la radiación extrema. Aunque las estrellas de menor masa normalmente no queman sus capas externas tan rápidamente, también pueden evitar convertirse en gigantes rojas o supergigantes rojas si se encuentran en sistemas binarios lo suficientemente cerca como para que la estrella compañera se desprenda de la envoltura a medida que se expande, o si gire lo suficientemente rápido para que la convección se extienda desde el núcleo hasta la superficie, lo que da como resultado la ausencia de un núcleo y una envoltura separados debido a una mezcla completa. [21]

El núcleo de una estrella masiva, definida como la región sin hidrógeno, se vuelve más caliente y más densa a medida que acumula material de la fusión de hidrógeno fuera del núcleo. En estrellas suficientemente masivas, el núcleo alcanza temperaturas y densidades lo suficientemente altas como para fusionar carbono y elementos más pesados ​​a través del proceso alfa. Al final de la fusión del helio, el núcleo de una estrella se compone principalmente de carbono y oxígeno. En estrellas más pesadas que unos 8 M , el carbono se enciende y se fusiona para formar neón, sodio y magnesio. Las estrellas algo menos masivas pueden encender parcialmente el carbono, pero no pueden fusionar completamente el carbono antes de que se produzca la degeneración de electrones, y estas estrellas eventualmente dejarán una enana blanca de oxígeno, neón y magnesio. [22] [23]

El límite de masa exacto para la quema total de carbono depende de varios factores, como la metalicidad y la masa detallada perdida en la rama gigante asintótica, pero es de aproximadamente 8-9 M . [22] Una vez que se completa la quema de carbono, el núcleo de estas estrellas alcanza aproximadamente 2,5 M y se calienta lo suficiente como para que los elementos más pesados ​​se fusionen. Antes de que el oxígeno comience a fusionarse, el neón comienza a capturar electrones que desencadenan la quema del neón. Para un rango de estrellas de aproximadamente 8-12 M , este proceso es inestable y crea una fusión descontrolada que resulta en una supernova de captura de electrones. [24] [23]

En estrellas más masivas, la fusión del neón procede sin una deflagración descontrolada. A esto le sigue, a su vez, una combustión completa de oxígeno y una combustión de silicio, lo que produce un núcleo que consta principalmente de elementos de pico de hierro. Rodeando el núcleo hay capas de elementos más ligeros que aún se están fusionando. La escala de tiempo para la fusión completa de un núcleo de carbono a un núcleo de hierro es tan corta, solo unos pocos cientos de años, que las capas externas de la estrella no pueden reaccionar y la apariencia de la estrella no ha cambiado en gran medida. El núcleo de hierro crece hasta que alcanza un masa de Chandrasekhar efectiva, más alta que la masa formal de Chandrasekhar debido a varias correcciones de los efectos relativistas, la entropía, la carga y la envolvente circundante. La masa de Chandrasekhar efectiva para un núcleo de hierro varía de aproximadamente 1,34 M en las supergigantes rojas menos masivas a más de 1,8 M en estrellas más masivas. Una vez que se alcanza esta masa, los electrones comienzan a ser capturados en los núcleos del pico de hierro y el núcleo se vuelve incapaz de sostenerse por sí mismo. El núcleo colapsa y la estrella se destruye, ya sea en una supernova o en un colapso directo a un agujero negro. [23]

Supernova Editar

Cuando el núcleo de una estrella masiva colapsa, formará una estrella de neutrones o, en el caso de núcleos que superen el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, un agujero negro. A través de un proceso que no se comprende completamente, parte de la energía potencial gravitacional liberada por este colapso del núcleo se convierte en una supernova de Tipo Ib, Tipo Ic o Tipo II. Se sabe que el colapso del núcleo produce una oleada masiva de neutrinos, como se observó con la supernova SN 1987A. Los neutrinos extremadamente energéticos fragmentan algunos núcleos, parte de su energía se consume en la liberación de nucleones, incluidos los neutrones, y parte de su energía se transforma en calor y energía cinética, aumentando así la onda de choque iniciada por el rebote de parte del material que cae del colapso. del núcleo. La captura de electrones en partes muy densas de la materia que cae puede producir neutrones adicionales. Debido a que parte de la materia que rebota es bombardeada por los neutrones, algunos de sus núcleos los capturan, creando un espectro de material más pesado que el hierro que incluye los elementos radiactivos hasta (y probablemente más allá) del uranio. [25] Aunque las gigantes rojas que no explotan pueden producir cantidades significativas de elementos más pesados ​​que el hierro utilizando neutrones liberados en reacciones secundarias de reacciones nucleares anteriores, la abundancia de elementos más pesados ​​que el hierro (y en particular, de ciertos isótopos de elementos que tienen múltiples estables o isótopos de larga duración) producidos en tales reacciones es bastante diferente de la producida en una supernova. Ni la abundancia por sí sola coincide con la encontrada en el Sistema Solar, por lo que se requieren tanto las supernovas como la expulsión de elementos de las gigantes rojas para explicar la abundancia observada de elementos pesados ​​e isótopos de los mismos.

La energía transferida desde el colapso del núcleo al material que rebota no solo genera elementos pesados, sino que proporciona su aceleración mucho más allá de la velocidad de escape, lo que provoca una supernova de Tipo Ib, Tipo Ic o Tipo II. La comprensión actual de esta transferencia de energía aún no es satisfactoria, aunque los modelos informáticos actuales de supernovas de Tipo Ib, Tipo Ic y Tipo II representan parte de la transferencia de energía, no son capaces de explicar la transferencia de energía suficiente para producir la eyección de material observada. . [26] Sin embargo, las oscilaciones de neutrinos pueden desempeñar un papel importante en el problema de la transferencia de energía, ya que no solo afectan la energía disponible en un tipo particular de neutrinos, sino también a través de otros efectos relativistas generales sobre los neutrinos. [27] [28]

Alguna evidencia obtenida del análisis de los parámetros de masa y orbitales de las estrellas de neutrones binarios (que requieren dos supernovas de este tipo) sugiere que el colapso de un núcleo de oxígeno-neón-magnesio puede producir una supernova que difiere de forma observable (en formas distintas al tamaño) de una supernova producida por el colapso de un núcleo de hierro. [29]

Las estrellas más masivas que existen hoy en día pueden ser completamente destruidas por una supernova con una energía que excede en gran medida su energía de enlace gravitacional. Este raro evento, causado por la inestabilidad de los pares, no deja ningún resto de agujero negro. [30] En la historia pasada del universo, algunas estrellas eran incluso más grandes que las más grandes que existen en la actualidad, e inmediatamente colapsarían en un agujero negro al final de sus vidas, debido a la fotodesintegración.

Después de que una estrella ha agotado su suministro de combustible, sus remanentes pueden tomar una de tres formas, dependiendo de la masa durante su vida.

Enanas blancas y negras Editar

Por una estrella de 1 M , la enana blanca resultante es de aproximadamente 0,6 M , comprimido en aproximadamente el volumen de la Tierra. Las enanas blancas son estables porque la atracción hacia adentro de la gravedad se equilibra con la presión de degeneración de los electrones de la estrella, una consecuencia del principio de exclusión de Pauli. La presión de degeneración electrónica proporciona un límite bastante suave contra una mayor compresión, por lo tanto, para una composición química dada, las enanas blancas de mayor masa tienen un volumen menor. Sin combustible para quemar, la estrella irradia el calor restante al espacio durante miles de millones de años.

Una enana blanca está muy caliente cuando se forma por primera vez, más de 100.000 K en la superficie e incluso más caliente en su interior. Hace tanto calor que gran parte de su energía se pierde en forma de neutrinos durante los primeros 10 millones de años de su existencia, pero habrá perdido la mayor parte de su energía después de mil millones de años. [31]

La composición química de la enana blanca depende de su masa. Una estrella de unas pocas masas solares encenderá la fusión del carbono para formar magnesio, neón y cantidades más pequeñas de otros elementos, dando como resultado una enana blanca compuesta principalmente de oxígeno, neón y magnesio, siempre que pueda perder suficiente masa para llegar por debajo del Límite de Chandrasekhar (ver más abajo), y siempre que la ignición del carbono no sea tan violenta como para hacer estallar la estrella en una supernova. [32] Una estrella de masa del orden de magnitud del Sol no podrá encender la fusión del carbono y producirá una enana blanca compuesta principalmente de carbono y oxígeno, y de masa demasiado baja para colapsar a menos que se le agregue materia más tarde. (vea abajo). Una estrella de menos de aproximadamente la mitad de la masa del Sol no podrá encender la fusión de helio (como se señaló anteriormente) y producirá una enana blanca compuesta principalmente de helio.

Al final, todo lo que queda es una masa oscura y fría a veces llamada enana negra. Sin embargo, el universo aún no es lo suficientemente viejo como para que exista ninguna enana negra.

Si la masa de la enana blanca aumenta por encima del límite de Chandrasekhar, que es de 1,4 M para una enana blanca compuesta principalmente de carbono, oxígeno, neón y / o magnesio, la presión de degeneración de electrones falla debido a la captura de electrones y la estrella colapsa. Dependiendo de la composición química y la temperatura previa al colapso en el centro, esto conducirá al colapso en una estrella de neutrones o la ignición descontrolada de carbono y oxígeno. Los elementos más pesados ​​favorecen el colapso continuo del núcleo, porque requieren una temperatura más alta para encenderse, porque la captura de electrones en estos elementos y sus productos de fusión es más fácil.Las temperaturas del núcleo más altas favorecen la reacción nuclear descontrolada, que detiene el colapso del núcleo y conduce a una supernova de Tipo Ia. [33] Estas supernovas pueden ser muchas veces más brillantes que la supernova Tipo II que marca la muerte de una estrella masiva, aunque esta última tiene la mayor liberación total de energía. Esta inestabilidad al colapso significa que ninguna enana blanca más masiva que aproximadamente 1,4 M puede existir (con una posible excepción menor para las enanas blancas que giran muy rápidamente, cuya fuerza centrífuga debido a la rotación contrarresta parcialmente el peso de su materia). La transferencia de masa en un sistema binario puede hacer que una enana blanca inicialmente estable supere el límite de Chandrasekhar.

Si una enana blanca forma un sistema binario cercano con otra estrella, el hidrógeno de la compañera más grande puede acumularse alrededor y sobre una enana blanca hasta que se caliente lo suficiente como para fusionarse en una reacción descontrolada en su superficie, aunque la enana blanca permanece por debajo del límite de Chandrasekhar. . Tal explosión se denomina nova.

Estrellas de neutrones Editar

Normalmente, los átomos son en su mayoría nubes de electrones por volumen, con núcleos muy compactos en el centro (proporcionalmente, si los átomos fueran del tamaño de un estadio de fútbol, ​​sus núcleos serían del tamaño de los ácaros del polvo). Cuando un núcleo estelar colapsa, la presión hace que los electrones y protones se fusionen por captura de electrones. Sin electrones, que mantienen los núcleos separados, los neutrones colapsan en una bola densa (de alguna manera como un núcleo atómico gigante), con una capa delgada superpuesta de materia degenerada (principalmente hierro, a menos que se agregue más tarde materia de composición diferente). Los neutrones resisten una mayor compresión por el principio de exclusión de Pauli, de una manera análoga a la presión de degeneración electrónica, pero más fuerte.

Estas estrellas, conocidas como estrellas de neutrones, son extremadamente pequeñas (del orden de un radio de 10 km, no más grandes que el tamaño de una gran ciudad) y son extraordinariamente densas. Su período de rotación se acorta drásticamente a medida que las estrellas se encogen (debido a la conservación del momento angular) los períodos de rotación observados de las estrellas de neutrones oscilan entre aproximadamente 1,5 milisegundos (más de 600 revoluciones por segundo) y varios segundos. [34] Cuando los polos magnéticos de estas estrellas que giran rápidamente se alinean con la Tierra, detectamos un pulso de radiación en cada revolución. Estas estrellas de neutrones se denominan púlsares y fueron las primeras estrellas de neutrones que se descubrieron. Aunque la radiación electromagnética detectada por los púlsares se presenta con mayor frecuencia en forma de ondas de radio, los púlsares también se han detectado en longitudes de onda visibles, de rayos X y de rayos gamma. [35]

Agujeros negros Editar

Si la masa del remanente estelar es lo suficientemente alta, la presión de degeneración de neutrones será insuficiente para evitar el colapso por debajo del radio de Schwarzschild. El remanente estelar se convierte así en un agujero negro. La masa a la que esto ocurre no se conoce con certeza, pero actualmente se estima entre 2 y 3 M .

Los agujeros negros son predichos por la teoría de la relatividad general. Según la relatividad general clásica, ninguna materia o información puede fluir desde el interior de un agujero negro a un observador externo, aunque los efectos cuánticos pueden permitir desviaciones de esta estricta regla. La existencia de agujeros negros en el universo está bien respaldada, tanto teóricamente como por observación astronómica.

Debido a que el mecanismo de colapso del núcleo de una supernova, en la actualidad, solo se comprende parcialmente, todavía no se sabe si es posible que una estrella colapse directamente en un agujero negro sin producir una supernova visible, o si algunas supernovas se forman inicialmente inestables. estrellas de neutrones que luego colapsan en agujeros negros, la relación exacta entre la masa inicial de la estrella y el remanente final tampoco es completamente segura. La resolución de estas incertidumbres requiere el análisis de más supernovas y remanentes de supernovas.

Un modelo evolutivo estelar es un modelo matemático que se puede utilizar para calcular las fases evolutivas de una estrella desde su formación hasta que se convierte en un remanente. La masa y la composición química de la estrella se utilizan como entradas, y la luminosidad y la temperatura de la superficie son las únicas limitaciones. Las fórmulas del modelo se basan en la comprensión física de la estrella, generalmente bajo el supuesto de equilibrio hidrostático. Luego se ejecutan extensos cálculos por computadora para determinar el estado cambiante de la estrella a lo largo del tiempo, produciendo una tabla de datos que puede usarse para determinar la trayectoria evolutiva de la estrella en el diagrama de Hertzsprung-Russell, junto con otras propiedades en evolución. [36] Se pueden utilizar modelos precisos para estimar la edad actual de una estrella comparando sus propiedades físicas con las de las estrellas a lo largo de una trayectoria evolutiva coincidente. [37]


Evolución estelar, luz estelar distante y autoridad bíblica

¿Prueba el tamaño del universo que debe tener miles de millones de años?

Actualmente estoy estudiando astronomía y evolución estelar (bastante diferente a la macroevolución) y he llegado a la conclusión de que la Tierra y el universo no solo tienen 6000 años. Hay estrellas y galaxias que están a miles de millones de años luz de distancia que podemos ver. Si la luz que viaja desde la estrella viaja un año luz al año (la definición de un año luz) y tarda tanto tiempo en llegar hasta nosotros, el universo tiene que ser al menos así de viejo, si no más.

También sabemos que las estrellas que comienzan como gas y luego se compactan en protoestrellas y luego se convierten en estrellas de pleno derecho en la secuencia principal durante millones de años. Luego se convierten en supernovas y esparcen todos sus elementos por el espacio.

El ciclo protón-protón convierte el hidrógeno en helio en una estrella y luego el proceso triple alfa convierte el helio en carbono, el mismo carbono que forma a los seres humanos. Luego, el carbono se envía a través del espacio junto con el oxígeno y el hierro y muchos otros elementos fabricados en una estrella. Es por eso que el hidrógeno es el elemento más abundante, las estrellas lo usan para hacer todo lo demás.

¿Qué se suponía que Dios le iba a decir a Moisés? ¿Que hizo estallar millones de estrellas hace miles de millones de años y fusionó sus elementos para hacer la Tierra en un vacío interestelar? Sería mucho más fácil para Moisés explicarlo en una parábola que Moisés realmente pudiera entender. Las geneologías que tenemos son verdaderas, pero incompletas, ya que muchas generaciones se quedaron fuera. Honestamente, ¿cómo se suponía que iban a recordar tantos nombres? Simplemente recordaron las figuras importantes. Adán, el primer hombre, caminó por esta Tierra hace unos 50.000 años, no 6.000.

¿Qué es un día para Dios? Creamos el sistema de 24 horas basado en la rotación de la tierra. ¿Qué es un día en Marte o Neptuno o en el espacio profundo donde no hay sol? Dios es el Dios del universo, no exclusivamente la Tierra, aunque es importante. Dios creó primero y luego vino la definición de un día, no al revés.

¿Cómo puede alguien decir con certeza que el universo tiene solo un par de miles de años cuando ni siquiera se sabe lo que hay en el universo? Usando telescopios de alta potencia, podemos ver a unos 18 mil millones de años luz de distancia, y luego todo se detiene. ¿Qué ocurre? ¿Está roto el telescopio? ¿Necesitamos construir uno más grande? No. El telescopio más grande del universo no pudo ver lo que está a 19 mil millones de años luz de distancia. Hay cosas ahí fuera, pero el universo tiene solo 18 mil millones de años. ¡La luz aún no ha tenido tiempo suficiente para alcanzarnos!

Estoy de acuerdo con usted en que no venimos de los monjes (la ciencia del ADN lo prueba) y que la evolución es falsa, pero rechazar la evidencia disponible de que el universo es más antiguo de lo que queremos es una mala ciencia.

DAKOTA DEL SUR.
EE.UU

Actualmente estoy estudiando astronomía y evolución estelar (bastante diferente a la macroevolución) y he llegado a la conclusión de que la Tierra y el universo no solo tienen 6000 años.Hay estrellas y galaxias que están a miles de millones de años luz de distancia que podemos ver.

Esto solo significa que el universo es muy grande. No indica que sea antiguo a menos que haga suposiciones seculares (como se mostrará). Quiero animarte y desafiarte a que realmente pienses en lo que tu profesor está enseñando para que aprendas a separar los hechos de las interpretaciones. Aprenda a reconocer las suposiciones (especialmente las suposiciones anti-bíblicas) que forman parte de varias teorías, y no acepte ciegamente todo lo que le enseñaron en su clase de astronomía.

Si la luz que viaja desde la estrella viaja un año luz al año (la definición de un año luz) y tarda tanto tiempo en llegar hasta nosotros, el universo tiene que ser al menos así de viejo, si no más.

soy un profesor que trabaja en una escuela cristiana. hoy se proyectó la marcha de los pingüinos para los profesores. Disfruté la película. pero un sitio web me dijo mucho más sobre los pingüinos en la perspectiva correcta. Usé la opción de búsqueda en el sitio web de AIG. Estás haciendo un gran trabajo. Dios te bendiga.

Pensemos en algunos de los muchos supuestos ocultos en esta línea de razonamiento. Primero, ha asumido que la luz siempre ha viajado a la misma velocidad. (La mayoría de los creacionistas piensan que esta es probablemente una suposición razonable, pero es una suposición, no un hecho observable). En segundo lugar, ha asumido que los efectos de la dilatación del tiempo gravitacional son insignificantes. Einstein nos dice que el tiempo puede fluir a diferentes velocidades en diferentes circunstancias. En las condiciones adecuadas, la luz de las galaxias más distantes podría haber llegado a la Tierra en muy poco tiempo. Sin embargo, parece que ha ignorado por completo este importante principio de la física.

En tercer lugar, ha asumido (sin justificación) una convención de sincronía particular. El equivalente terrestre de esta falacia sería suponer que el mediodía en Inglaterra es lo mismo que el mediodía en Cincinnati. En cuarto lugar, y quizás lo más importante, ha asumido que la luz llegó enteramente por medios naturales. Sin embargo, Dios creó las estrellas de manera sobrenatural durante la Semana de la Creación (Génesis 1: 14-19) y las hizo para iluminar la Tierra. Dado que esto sucedió durante la Semana de la Creación, Dios pudo haber usado medios diferentes para obtener la luz de las estrellas distantes aquí que los medios "naturales" por los que Él sostiene el universo hoy. Tal razonamiento no es diferente al de aquellos que rechazan la resurrección de Cristo porque no puede ser explicada por fuerzas naturales.

También señalaríamos que el big bang (la alternativa secular más popular a la creación bíblica) tiene un problema de tiempo de viaje ligero propio (el problema del horizonte).

También sabemos que las estrellas que comienzan como gas y luego se compactan en protoestrellas y luego se convierten en estrellas de pleno derecho en la secuencia principal durante millones de años.

Esto no se sabe es a ciegas ficticio por aquellos que rechazan la creación bíblica. ¿Usted o alguien más ha observado alguna vez una forma de estrella? Supuestamente lleva millones de años (en el modelo secular), por lo que nadie podría observarlo ni siquiera en principio. Aquellos que creen en el Big Bang y los modelos seculares de formación estelar no tienen evidencia de observación de que estas cosas hayan ocurrido ni existe ningún tipo de relato de testigos presenciales. Sin embargo, los cristianos tienen un testigo ocular perfecto y su relato registrado. Dios estaba allí y nos dijo cómo y cuándo lo hizo: Génesis 1:14.

Luego se convierten en supernovas y esparcen todos sus elementos por el espacio.

Nosotros tengo supernova observada y así estaríamos de acuerdo en esa parte. Pero si la supernova se extendió o no todas de sus elementos en todo el espacio es cuestionable. Desde el punto de vista secular, la parte central de la estrella (el "núcleo") tiene los elementos más pesados ​​que ha producido a partir de la fusión. Pero el núcleo no es destruido por la supernova, sino que colapsa para formar una estrella de neutrones o un agujero negro.

El ciclo protón-protón convierte el hidrógeno en helio en una estrella

Aunque esto no se observa directamente, sí observamos directamente los neutrinos que se producen en el proceso. Entonces tenemos buenas razones científicas para aceptar esta teoría. Sin embargo, gran parte del resto de lo que ha escrito no está bien establecido por observación, sino que se asume que es cierto basándose simplemente en creencias seculares.

y luego el proceso triple alfa convierte el helio en carbono, el mismo carbono que forma a los seres humanos. Luego, el carbono se envía a través del espacio junto con el oxígeno y el hierro y muchos otros elementos fabricados en una estrella. Es por eso que el hidrógeno es el elemento más abundante, las estrellas lo usan para hacer todo lo demás.

Esa es la historia secular. Es el intento ateo / secular de explicar la abundancia de elementos. Nos gustaría señalar que Dios nos dice que la tierra fue creada primero y que Adán fue creado del polvo de la tierra, no de las estrellas. Dado que la tierra fue creada primero, entonces estamos hechos del carbono de la tierra, no de las estrellas. Además, todas las declaraciones anteriores se asumen sin ninguna evidencia. Los propios partidarios del Big Bang reconocen que el Big Bang no pudo haber producido nada más pesado que el litio, por lo que la única forma de explicar los elementos más pesados, como el carbono, es decir que las estrellas lo hicieron. Tenga en cuenta que no hay evidencia de observación o relatos de testigos presenciales registrados para respaldar esto, solo opiniones falibles del hombre sobre el pasado.

El problema real es este: ¿Pones tu fe en las ideas sobre el pasado de hombres que no estuvieron allí y son imperfectos, o pones tu fe en la Palabra perfecta de Dios, que fue testigo del pasado? ¿En quién vas a confiar primero?

¿Qué se suponía que Dios le iba a decir a Moisés? ¿Que hizo estallar millones de estrellas hace miles de millones de años y fusionó sus elementos para hacer la Tierra en un vacío interestelar? Sería mucho más fácil para Moisés explicarlo en una parábola que Moisés realmente pudiera entender.

La idea de que Moisés no era lo suficientemente inteligente para entender cómo Dios realmente creó (forzando así a Dios a usar una parábola) es un ejemplo de lo que C.S. Lewis llamó “esnobismo cronológico”. El Génesis no está escrito como una parábola, sino como una narración histórica. El uso frecuente del hebreo waw-consecutivo, los nombres y lugares específicos, incluso las formas verbales hebreas1 utilizadas, confirman que Génesis es historia literal. Si Dios hubiera usado el Big Bang y miles de millones de años, ciertamente podría haberlo dicho en hebreo de una manera que Moisés habría entendido (ver Génesis según la evolución).

Las geneologías que tenemos son verdaderas, pero incompletas, ya que muchas generaciones se quedaron fuera. Honestamente, ¿cómo se suponía que iban a recordar tantos nombres? Simplemente recordaron las figuras importantes. Adán, el primer hombre, caminó por esta Tierra hace unos 50.000 años, no 6.000.

¿Cómo sabes que muchas generaciones quedaron fuera? Judas señala que Enoc fue el séptimo desde Adán, dando un testimonio claro de que las genealogías eran precisas. La idea de que existen lagunas en las genealogías se refuta en el artículo ¿Hay lagunas en las genealogías del Génesis ?.

¿Qué es un día para Dios? Creamos el sistema de 24 horas basado en la rotación de la tierra. ¿Qué es un día en Marte o Neptuno o en el espacio profundo donde no hay sol? Dios es el Dios del universo, no exclusivamente la Tierra, aunque es importante. Dios creó primero y luego vino la definición de un día, no al revés.

Tiene razón en una cosa: Dios es el Dios del universo, no solo la tierra. Pero Dios creó el día en Génesis 1 y definió lo que era: Dios llamó a la luz día, y a las tinieblas llamó noche. Y fue la tarde y la mañana un día (Génesis 1: 5). Observe que el día se define aquí de dos maneras: la porción de luz del día o una rotación de la Tierra con respecto a una fuente de luz. No puede ser un día en ningún otro planeta, porque el sol, las estrellas y otros planetas no se crearon hasta el cuarto día.

Sería muy presuntuoso de nuestra parte, como seres humanos falibles y pecadores, decirle a un Dios perfecto cómo Él realmente creó todo.

Deberíamos estar aprendiendo de Dios, no reescribiendo lo que dijo que hizo.

¿Cómo puede alguien decir con certeza que el universo tiene solo un par de miles de años cuando ni siquiera se sabe lo que hay en el universo?

Dios conoce completamente todo sobre el universo. Él estaba allí cuando fue creado, por lo que sabe exactamente cuántos años tiene. Y nos ha dado algo de ese conocimiento a través de Su Palabra. Sería una locura rechazar lo que Él nos ha dicho y, en cambio, confiar en las especulaciones humanas sobre el pasado cuando “el universo ni siquiera es conocido” (completamente) por los humanos.

Usando telescopios de alta potencia, podemos ver a unos 18 mil millones de años luz de distancia, y luego todo se detiene. ¿Qué ocurre? ¿Está roto el telescopio? ¿Necesitamos construir uno más grande? No. El telescopio más grande del universo no pudo ver lo que está a 19 mil millones de años luz de distancia. Hay cosas ahí fuera, pero el universo tiene solo 18 mil millones de años. ¡La luz aún no ha tenido tiempo suficiente para alcanzarnos!

En realidad, los astrónomos seculares afirman que el universo tiene aproximadamente 13.700 millones de años. Ellos asumen sin ninguna evidencia en absoluto que las galaxias continúan para siempre, pero que no podemos verlas más allá de cierta distancia por alguna razón, tal vez porque la luz aún no nos ha llegado. Pero, ¿qué pasa si la razón por la que no vemos galaxias más allá de cierta distancia es porque no hay ninguna más allá de esa distancia? Eso es al menos tan razonable como cualquier otra explicación. Y si es cierto, significaría que nuestra porción de la galaxia está en un pozo gravitacional, lo que provoca la dilatación del tiempo. Esto potencialmente haría que la luz de las estrellas de las regiones más distantes del universo llegara a la Tierra en solo miles de años en la Tierra. Ver ¿Cómo podemos ver estrellas distantes en un universo joven?

Estoy de acuerdo con usted en que no venimos de los monjes (la ciencia del ADN lo prueba) y que la evolución es falsa, pero rechazar la evidencia disponible de que el universo es más antiguo de lo que queremos es una mala ciencia.

DAKOTA DEL SUR.
EE.UU

Pero entonces los evolucionistas dirían que rechazar su interpretación de un alto nivel de similitud entre el ADN de los humanos y los chimpancés es una mala ciencia. El verdadero problema es si vas a confiar o no en la Palabra de Dios perfecta sobre el pasado o en las ideas falibles del hombre. S.D., quiero animarte a que confíes en la Palabra de Dios y no la reinterpretes basándose en las ideas del hombre.

En su nombre y para su gloria,
Dr. Jason Lisle y David Wright
AiG – EE. UU.


Los planetas son estrellas en evolución, la evolución estelar es en realidad la formación de planetas, son las mismas cosas

Exactamente. El título implica que los planetas están en el proceso de volverse lo suficientemente masivos como para convertirse en estrellas algún día. No son & # x27t.

¿Algún otro Redditors leyó esos PDF que publicó este tipo? Por supuesto, esta persona tiene un canal de Youtube discutiendo estas cosas.

Esto encaja en gran medida con: "¡El universo es así, todos los científicos convencionales están equivocados y piensan que estoy loco!" Es muy difícil para mí aceptar que a todos en la sociedad se les ha mentido, ¡aquí está la verdad! & Quot

Leer estos "hallazgos" me ha dado la ligera sensación de que este "cientifico" se acerca mucho a lo que algunas personas denominan "loco". Aquí hay algunos síntomas claros:

Dicho individuo tiene una gran teoría sobre el universo.

La teoría está siendo reprimida por una gran conspiración estratégica.

Dicho individuo usa palabras y frases de moda científicas en lugar de datos científicos reales.

Eso es todo lo que tengo que agregar en este punto, no hay necesidad de golpear al tipo. Por favor comente sobre estos compañeros Redditors.

“A los niños y niñas jóvenes se les enseña en la escuela temprana que una estrella es algo diferente a un planeta. Ha sido culturalmente aceptado durante siglos, por lo que muy pocas personas cuestionaron si los dos eran lo mismo. Incluso si lo cuestionaran, la mayoría de los que preguntaron no hicieron nada al respecto, porque es una creencia que está arraigada en la cultura y persiste incluso en el año 2017. Piénselo. A los niños y niñas, mucho antes de que aprendan el método científico, sus maestros, que probablemente no son científicos, les dicen que los planetas y las estrellas son diferentes. El Sol es una estrella y la Tierra es un planeta junto con los otros 8. Es un evento enormemente desafortunado en la vida de un niño. Se les puede presentar una historia muy profunda y poderosa de la Tierra y las estrellas desde el principio, pero primero se condicionan a una idea culturalmente aceptada que oficialmente es completamente falsa. Es como enseñar a los niños que la Tierra es plana. Aunque soy uno de los principales descubridores de este entendimiento, debido al condicionamiento cultural al que fui sometido en la escuela desde una edad muy temprana, todavía me resulta difícil aceptarlo mental y emocionalmente. También me pone en un grupo separado de personas socialmente, no puedo discutir este nuevo hecho, ¡ni siquiera con los profesores de física! ¡Simplemente se enojan! También es diferente a todo lo que he entendido antes, para entenderlo se necesita una mente que esté realmente abierta a nuevas ideas. Una vez que los niños alcanzan cierta edad, digamos, la edad adulta joven, sus mentes están en su mayoría completamente decididas. Su cosmovisión fue presentada y dada a ellos, y fue aceptada por ellos mucho antes de que llegaran a la universidad y comenzaran a estudiar las estrellas. Por lo tanto, su significado culturalmente definido de planeta / estrella permanece y miran a través de sus telescopios absolutamente seguros de lo que están viendo, mucho antes de que comenzaran a cuestionar lo que están mirando. La trascendencia de la astronomía fue asesinada, por una gran mayoría abrumadora de personas que no poseen la capacidad de cuestionarse a sí mismas. Se les colocó una cámara de eco de proporciones culturales mucho antes de que supieran qué es realmente un eco.

No es una conspiración. El hecho es que han aceptado culturalmente que las estrellas y los planetas son objetos mutuamente excluyentes mucho antes de que se elaborara cualquier teoría sobre la evolución estelar o la formación de planetas. Así, todas las teorías de la formación de planetas y la evolución estelar aceptan que son objetos diferentes.

El hecho es que no son objetos diferentes. Son las mismas cosas. La evolución estelar es la formación de planetas. Los jóvenes planetas calientes plasmáticos / gaseosos pierden masa y se enfrían, convirtiéndose en planetas viejos, fríos y sólidos.

Está a la par con la comprensión de que la Tierra no es el centro del sistema solar. Solo con este entendimiento, la Tierra no está relacionada con los otros objetos del sistema solar, es completamente independiente de los otros objetos del sistema solar, excepto por su órbita actual.

Hay múltiples supuestos que se convirtieron en dogmas.

Supuestos astronómicos Espectros visibles Un supuesto astronómico principal es que todas las estrellas tienen espectros visibles. Esta suposición ha llevado a los científicos a descuidar la gran mayoría de estrellas que no tienen espectros visibles. Llamarlos planetas / exoplanetas no resuelve el problema. Solo hasta que los científicos se den cuenta de que la mayoría de las estrellas ya no brillan, comprenderán cómo funciona la evolución estelar.

Estrellas masivas Se supone que todas las estrellas son masivas como el Sol. Esto contradice directamente un hecho de la astrofísica llamado conservación de masa y energía. Todas las estrellas pierden masa y energía en grandes cantidades a medida que evolucionan. Pueden comenzar grandes y calientes como el Sol, pero eventualmente se enfriarán y perderán la mayor parte de su masa debido al viento solar, CME & # x27s, erupciones solares, fotoevaporación, impactos, etc. Esto también significa que a medida que se contrae, también pierde el momento angular (pérdida de masa), lo que significa que su velocidad de rotación permanecerá constante.

Dependencia del Sol Se supone que la evolución de todos los objetos del sistema solar depende únicamente del destino del Sol y que no son objetos independientes. Esto contradice directamente el principio de múltiples nebulosas y el principio de adopción estelar en la metamorfosis estelar. El sistema solar es una familia adoptada, con mini sistemas solares en su interior. Es mucho más razonable mirar realmente los objetos y notar que todos son diferentes en tamaño, se ven diferentes y están en diferentes órbitas aleatorias, lo que significa que el Sol juega un papel menor y temporal en sus secuencias evolutivas, hasta que los pierde y deambulan. la galaxia como objetos rebeldes, tomando órbita alrededor de otra estrella o grupo de estrellas más grande y menos evolucionado.

Todo el volumen de una estrella evoluciona, por lo que su evolución es mayormente independiente de la superficie relativamente pequeña impactada por un anfitrión más caliente. Esto significa que definitivamente son en su mayoría independientes del Sol, a excepción de sus órbitas actuales. Las superficies rocosas / metálicas no están sujetas a fotoevaporación al igual que las estrellas más jóvenes y más gaseosas, por lo que son aún más independientes de las características del Sol, excepto por sus atmósferas delgadas (si existen) como la Tierra.

Exclusividad mutua El principal supuesto astronómico aceptado que ha impedido la comprensión es suponer que una estrella es grande, caliente y brillante y un planeta pequeño, frío y tenue, lo que tiene sus raíces en las apariencias. Se señala que la apariencia de que hay dos clases distintas de objetos siempre ha sido un engaño. Los dos no son mutuamente excluyentes. La estrella grande, caliente y brillante se encoge, se enfría y se oscurece, convirtiéndose en el planeta. Esta suposición ha permitido que se diseñen modelos y teorías enteras para que quepan en estrellas con una edad similar a los planetas, independientemente de si el primero es en realidad el más joven en muchas magnitudes. También se aplica a los objetos que se clasifican como planetas. Venus tiene aproximadamente el mismo tamaño que la Tierra, está compuesto de rocas como la Tierra y ya no tiene un campo magnético. ¿Cómo se forman dos objetos muy similares al mismo tiempo y uno tiene actividad volcánica y el otro es un mundo sin vida sin ninguna actividad? Claramente, Venus es mucho más antiguo que la Tierra y se ha solidificado casi por completo y ocultó toda la evidencia de haber estado compuesto por múltiples placas en la litosfera en su pasado. En pocas palabras, toda la lava ya se ha escapado. [54]

Reinterpretación de subproductos Otro supuesto fundamental de la astrofísica es que los planetas son subproductos de la formación de estrellas, lo que podría inducir a error. En esta teoría, los planetas son subproductos de la evolución estelar, lo que significa que el planeta no son los restos del nacimiento estelar, sino los restos de una estrella en evolución / evolucionada. Esta inversión de la suposición simplifica todas las interpretaciones astrofísicas con respecto a la evolución estelar y los modelos de formación de planetas. La mayoría de los modelos aceptados tanto para la evolución estelar como para la formación de planetas probablemente podrían estar utilizando una suposición que no funciona, según Anthony J. Abruzzo. [55]

Nebulosa del disco Se proporciona una reinterpretación de la evidencia aparente de la formación de planetas en discos. Se afirma, "Ellos (discos protoplanetarios) son evidencia de eventos de colisión y destrucción de planetas. Los discos irradian fuertemente en el infrarrojo, lo que significa que el material es un líquido caliente como el magma. En esencia, son campos de metralla, y esta metralla puede volver a entrar en la atmósfera de otras estrellas como meteoritos y se puede encontrar en el suelo como meteoritos, e incluso deja anillos alrededor de otras estrellas evolucionadas y campos de asteroides y en lluvias de meteoritos.

Interpretación de la edad del disco En las ciencias aceptadas, la presencia de un disco de material alrededor de una gran estrella caliente significa que la estrella es joven. En la metamorfosis estelar, la determinación de la edad de una estrella basada en la presencia de discos puede ignorarse como innecesaria. Es simplemente una suposición basada en la hipótesis nebular, que originalmente fue superada por la hipótesis del universo insular. Las nebulosas que tenían forma de disco detectadas por los primeros astrónomos no eran sistemas solares jóvenes que formaban planetas dentro de la Vía Láctea, eran galaxias enteras. De alguna manera, este bocado de historia científica se les ha escapado a los teóricos.

"Los discos no se pueden utilizar para determinar la edad de una estrella, son estructuras independientes". Los discos no indican la juventud ni la formación de planetas, ya que los planetas son simplemente estrellas más evolucionadas que orbitan alrededor de sistemas más jóvenes.

Pared del sistema solar Se asume que nada puede ingresar al sistema solar desde otro sistema estelar por completo, sin embargo, está muy claro que no hay paredes que impidan que los objetos ingresen al sistema solar. La heliosfera no es una pared física, es un concepto. Si algún objeto galáctico tiene suficiente masa e impulso, entrará libremente. Esto significa que la nube de Oort es probablemente un concepto innecesario, y también significa que los objetos encontrados como meteoritos probablemente provienen por completo de fuera del sistema solar y tienen su origen en algún otro lugar de la galaxia, o en otra galaxia por completo. Con esta comprensión, se vuelve obvio que nuestro propio sistema de objetos estaba sujeto a ser capturado por el Sol, incluida la Tierra, Júpiter, Saturno, Neptuno, Urano y todas sus lunas.

Estrellas impulsadas por fusión Se supone que las estrellas están impulsadas por fusión, no pueden estar calientes por ninguna otra razón. Esto ignora un hecho de la termodinámica de que el plasma se recombina en gas, liberando calor. Esto se conoce como recombinación de plasma y es una transición de fase termodinámica básica. La recombinación / reionización del plasma impulsada por el colapso gravitacional mantiene a las estrellas jóvenes calientes y luminosas. A medida que el campo gravitacional disminuye a pérdida de masa, a través de la conservación de la masa, el circuito de retroalimentación se interrumpe y el plasma se recombina en materia gaseosa sobrecalentada que luego se transforma en moléculas mucho más complejas para disipar el calor sobrante durante muchos miles de millones de años más. Esto significa que las estrellas están calientes y pueden permanecer calientes a medida que evolucionan con mecanismos completamente ausentes del concepto de fusión, y casi pueden ignorar el calentamiento del material radiactivo de cualquier materia.

Supuesto de la química Se supone que la química no es importante para explicar el comportamiento de los eventos estelares, sin embargo, las estrellas son demostraciones gigantes de química celeste que involucran todas las reacciones químicas que ocurren naturalmente. Esto se evidencia por la presencia de todos los compuestos químicos naturales que se encuentran en la Tierra, una estrella evolucionada.


Resumen

En el presente manuscrito, hemos construido una solución anisotrópica para el espacio-tiempo esféricamente simétrico que satisface la condición de Karmarkar en el contexto de la teoría de la gravedad f (R, T) donde R y T representan el escalar de Ricci y la traza del tensor de energía-momento. , respectivamente. Para lograr nuestro objetivo, elegimos uno de los potenciales gravitacionales con comportamiento regular y obtuvimos una forma cerrada de la solución. Esta expresión del potencial gravitacional permite resolver la ecuación de incrustación e integrar las ecuaciones de campo. La solución anisotrópica actual resultante se comporta bien y se puede utilizar para construir esferas de fluidos estáticos realistas. Nuestra solución anisotrópica representa estructuras compactas como V e l a X - 1 y 4 U 1608 - 52 con un grado de precisión muy alto. También se ha presentado que nuestro modelo estelar se acepta físicamente y satisface todos los criterios físicos necesarios para lograr una configuración de equilibrio hidrostático estable.


Preguntas de pensamiento

¿Qué podemos aprender sobre la formación de nuestro sistema solar al estudiar otras estrellas? Explicar.

Anteriormente en este capítulo, modelamos el sistema solar con la Tierra a una distancia de aproximadamente una cuadra de la ciudad del Sol. Si hicieras un modelo de las distancias en el sistema solar para que coincida con tu altura, con el Sol en la parte superior de tu cabeza y Plutón a tus pies, ¿qué planeta estaría cerca de tu cintura? ¿A qué profundidad llegaría la zona de los planetas terrestres?

Las estaciones son el resultado de la inclinación de la inclinación axial de un planeta desde la normal del plano orbital del planeta. Por ejemplo, la Tierra tiene una inclinación del eje de 23,4 ° (Apéndice F). Utilizando solo información sobre la inclinación, ¿qué planetas podría esperar que tuvieran ciclos estacionales similares a la Tierra, aunque de duración diferente porque los períodos orbitales alrededor del Sol son diferentes?

De nuevo, utilizando el Apéndice F, ¿qué planeta (s) esperaría que no tuvieran una actividad estacional significativa? ¿Por qué?

Nuevamente, usando el Apéndice F, ¿qué planetas podría esperar que tuvieran estaciones extremas? ¿Por qué?

Usando algunos de los recursos astronómicos en la biblioteca de su universidad o en Internet, encuentre cinco nombres de características en cada uno de los otros tres mundos que llevan nombres de personas reales. En una oración o dos, describe a cada una de estas personas y qué contribuciones hicieron al progreso de la ciencia o el pensamiento humano.

Explique por qué el planeta Venus está diferenciado, pero el asteroide Fraknoi, un miembro muy aburrido y pequeño del cinturón de asteroides, no lo es.

¿Esperaría tantos cráteres de impacto por unidad de área en la superficie de Venus como en la superficie de Marte? ¿Por qué o por qué no?

Entreviste a una muestra de 20 personas que no están tomando una clase de astronomía y pregúnteles si pueden nombrar a un astrónomo vivo. ¿Qué porcentaje de los entrevistados pudo nombrar uno? Por lo general, los dos astrónomos vivos que el público conoce en estos días son Stephen Hawking y Neil deGrasse Tyson. ¿Por qué son más conocidos que la mayoría de los astrónomos? ¿Cómo habría sido diferente su resultado si le hubiera pedido a las mismas personas que nombraran una estrella de cine o un jugador de baloncesto profesional?

Usando el Apéndice G, complete la siguiente tabla que describe las características de las lunas galileanas de Júpiter, comenzando desde Júpiter y moviéndose hacia afuera en la distancia.

Cuadro A

Este sistema se ha descrito a menudo como un mini sistema solar. ¿Por qué podría ser esto así? Si Júpiter representara al Sol y las lunas galileas representaran planetas, ¿qué lunas podrían considerarse de naturaleza más terrestre y cuáles más como gigantes de gas / hielo? ¿Por qué? (Sugerencia: use los valores en su tabla para ayudar a explicar su categorización).

Como Asociado de Amazon, ganamos con las compras que califican.

¿Quiere citar, compartir o modificar este libro? Este libro es Creative Commons Attribution License 4.0 y debe atribuir OpenStax.

    Si está redistribuyendo todo o parte de este libro en formato impreso, debe incluir en cada página física la siguiente atribución:

  • Utilice la siguiente información para generar una cita. Recomendamos utilizar una herramienta de citas como esta.
    • Autores: Andrew Fraknoi, David Morrison, Sidney C. Wolff
    • Editor / sitio web: OpenStax
    • Título del libro: Astronomía
    • Fecha de publicación: 13 de octubre de 2016
    • Ubicación: Houston, Texas
    • URL del libro: https://openstax.org/books/astronomy/pages/1-introduction
    • URL de la sección: https://openstax.org/books/astronomy/pages/7-thought-questions

    © 27 de enero de 2021 OpenStax. El contenido de los libros de texto producido por OpenStax tiene una licencia Creative Commons Attribution License 4.0. El nombre de OpenStax, el logotipo de OpenStax, las portadas de libros de OpenStax, el nombre de OpenStax CNX y el logotipo de OpenStax CNX no están sujetos a la licencia Creative Commons y no pueden reproducirse sin el consentimiento previo y expreso por escrito de Rice University.


    Descargue e imprima este artículo para su uso personal académico, de investigación y educativo.

    Compre una única edición de Ciencias por solo $ 15 USD.

    Ciencias

    Vol 308, número 5719
    08 de abril de 2005

    Herramientas del artículo

    Inicie sesión para agregar una alerta para este artículo.

    Por Marcin Hajduk, Albert A. Zijlstra, Falk Herwig, Peter A. M. van Hoof, Florian Kerber, Stefan Kimeswenger, Don L. Pollacco, Aneurin Evans, José A. Lopéz, Myfanwy Bryce, Stewart P. S. Eyres, Mikako Matsuura

    Ciencias 08 de abril de 2005: 231-233

    Se vio que una estrella apagada se volvía a encender de manera explosiva, produciendo grandes cantidades de elementos nuevos de manera inesperada y rápida, tal vez porque se suprimió la mezcla en la estrella.


    ASTR 1303: ASTRONOMÍA ESTELAR

    UBICACIÓN DE LA CLASE: (RGC1, sala 328)

    NOMBRE DEL CURSO Y SINÓNIMO DE AMP: (43387PHYS 1312 Lec 005)

    HORA DE LA CLASE: (martes / jueves, mediodía y ndash 1:20 pm)

    HORARIO DE OFICINA: TTh 10:50 am y ndash 11:50 am

    UBICACIÓN DE LA OFICINA: RGC1 sala 325

    DESCRIPCIÓN DEL CURSO: ¡Bienvenidos! La astronomía estelar es un estudio de las estrellas, las galaxias y el universo. Incluye una discusión sobre espectros atómicos, energía nuclear y herramientas astronómicas (como ópticos, de radio y otros telescopios y mejoradores de imágenes), ya que proporcionan conocimiento sobre objetos distantes. Se enfatizarán los descubrimientos recientes sobre cuásares, agujeros negros y cosmología. Los requisitos previos del curso son MATD 0390 (Álgebra intermedia) o un año de álgebra de secundaria o su equivalente. Se recomienda un año de ciencias en la escuela secundaria, pero no es obligatorio.

    TEXTO y otros materiales necesarios: Traiga el texto de su curso Astronomía hoy, 7ª edición: Chaisson & amp McMillan y una calculadora para cada sesión de clase.

    METODOLOGÍA INSTRUCTIVA:Este curso es un curso basado en conferencias que incluye tiempo para discusiones en clase, demostraciones, proyectos de estudiantes y / o actividades guiadas por el instructor.

    FUNDAMENTO DEL CURSO: Este curso es una introducción a la astronomía estelar, un curso de ciencias de nivel universitario destinado a ayudar a los estudiantes a cumplir con los requisitos de grado en ciencias. Dado que nuestros cursos están destinados a ser transferidos a una institución de cuatro años, se impartirán a nivel universitario.

    METAS Y OBJETIVOS DEL CURSO: Muchos estudiantes se sienten atraídos por la astronomía debido a su poder de & ldquoshock y asombro & rdquo (es decir, grandes distancias y tiempos, eventos coloridos como supernovas y eclipses & hellip). Además, los medios de comunicación diarios anuncian asombrosos nuevos descubrimientos como exoplanetas y rastros de elementos formadores de vida a bordo de meteoritos. La comprensión de la astrofísica detrás de estos eventos embriagadores, creo, mejorará su apreciación de nuestro Universo e inculcará un interés de por vida en el área temática. En cada conferencia y a lo largo de los materiales formales del curso, se mostrarán explicaciones y conocimientos sobre estos temas para ayudarlo en el aprendizaje de este material. Además, las pruebas harán preguntas probatorias para ayudarnos a comprender su aprendizaje exitoso del & ldquoshock y el asombro de la astronomía & rdquo. Y por último (pero no menos importante) su participación en salir bajo los maravillosos cielos de Texas para participar realmente en la visualización de los cielos se conectará indeleblemente a usted con nuestro Universo.

    A continuación, se presenta un conjunto de objetivos más orientados a la educación (menos prosaicos):

    Al completar con éxito este curso, los estudiantes podrán:

    1. Demostrar conocimiento de las leyes básicas de la física que pertenecen al estudio de las estrellas y galaxias.
    2. Demostrar conocimiento de las propiedades básicas de las estrellas y cómo se determinan esas propiedades.
    3. Demostrar conocimiento de las diferentes etapas del desarrollo de una estrella, incluido su nacimiento, vida y muerte.
    4. Demostrar conocimiento de la naturaleza de la expansión del Universo y lo que esa expansión nos dice sobre el pasado, presente y futuro del Universo.
    5. Demostrar conocimiento de la escala del Universo y cómo se determina.

    1. Pruebas Habrá tres pruebas no exhaustivas valoradas en un 20%, cada una de las cuales cubrirá una sección del curso como se describe a continuación. Los exámenes abarcarán aproximadamente cuatro capítulos cada uno. Habrá una final integral opcional que se dará al final del semestre. Si elige tomar este examen final y luego lo hace mejor que en uno de los exámenes anteriores, reemplazará la calificación más baja del examen. Debe haber realizado todos los exámenes anteriores para poder aprovechar esta opción. Permítanme reiterar que la final completa opcional no se puede tomar para reemplazar un cero en cualquiera de las otras pruebas programadas.

    Las pruebas requerirán que analices el material enfatizado en la conferencia y tus lecturas textuales. En su mayoría habrá preguntas de ensayo cuyas respuestas pueden poner en juego:

    1. Análisis de diagramas, fórmulas y algunos cálculos matemáticos,
    2. oraciones claramente escritas que respondan a la pregunta en cuestión serán necesarias para obtener una buena puntuación, y
    3. a cuadro de hechos relacionados con la pregunta. Estos hechos se enfatizarán en las conferencias del curso y serán de un número apropiado dada la naturaleza introductoria del curso.
    4. Lo mismo será cierto para cualquier pregunta de tipo síntesis.

    Las herramientas formales (cálculo matemático, diagramas, fórmulas, etc.) serán de un conjunto limitado que se ha explicado en las clases y los deberes. El nivel de formalismo requerido en las pruebas es según los requisitos del curso, id est álgebra básica.

    2. Asignaciones de tarea

    Habrá tres asignaciones de tarea, una para cada una de las tres secciones del curso. Cada tarea aporta el 5% de la calificación del curso. Una tarea tendrá aproximadamente cinco & lsquoproblems & rsquo en extensión. El instructor ofrece ayuda para estas asignaciones durante el horario de oficina y en los laboratorios de tutoría ubicados en todos los campus principales de ACC. Los problemas le darán práctica para los exámenes, ampliarán y ampliarán el material de la conferencia. Deben entregarse al comienzo de la clase el día de la prueba para esa sección.

    3. Actividades de observación Estos pueden incluir observaciones astronómicas a simple vista y telescópicas dentro y fuera del campus que se valoran @ 15% de la nota de su curso. Debes asistir uno de la media docena más o menos programada. El horario se dará en clase. Tenga en cuenta que es mejor asistir al primero disponible que esté de acuerdo con su horario porque cada oportunidad de observación depende del clima. Se ofrecerá un informe escrito de sus observaciones para su calificación el próximo día de la prueba después de la fecha de observación. El primer informe contará para el 15% anterior, y cada uno adicional contará para la parte de crédito adicional de su calificación como se explica a continuación.

    Encontrará que estas & lsquostar Parties & rsquo son esenciales para conectarse con gran parte del material presentado en el texto y la conferencia. Tener un ojo cálido sobre el tema no solo le dará una visión indeleble del universo físico, sino que también será muy agradable. Ha sido mi experiencia después de enseñar durante muchos años que la mayoría de los estudiantes consideran esta parte del curso como la verdadera y ldquowow & rdquo de la astronomía.

    4. Asistencia / participación en clase y posibilidades de créditos adicionales

    La asistencia se tomará en cada período de conferencias. Su asistencia y participación en las actividades de clase (exempli gratis, ejercicios de laboratorio, proyectos de discusión, ejemplos computacionales, etc.) representarán el 5% de la calificación de su curso. En mi opinión, su asistencia a clase no solo es el marcador más importante para lograr los objetivos de aprendizaje del curso, sino que también su participación en clase es valiosa para que otros estudiantes logren esos objetivos a través de sus preguntas y la discusión general del material que se produce durante cada curso. clase.

    Se ofrecerán posibilidades de créditos adicionales a lo largo del curso y constituirán el 5% de la calificación del curso. Estas tareas & lsquoextra & rsquo le darán al estudiante que desee profundizar en algunas áreas en particular (observación, investigación en Internet, problemas matemáticos, etc.). Los estudiantes pueden elegir de la & ldquosmorgasbord& rdquo de oportunidades y solo necesita completar & ldquo100 puntos & rdquo para obtener el crédito completo en esta categoría. Este sistema de puntos & ldquo100 & rdquo (que no es sobrecargado) se explicará con más detalle a medida que avanza el curso. Se entregará con las demás asignaciones, descritas anteriormente, en cada prueba.

    A = 90-100, B = 80-89, C = 70-79, D = 60-69, F & lt 60

    Resumen de calificaciones

    Tres exámenes (el último de los cuales no es completo) ponderados al 20% cada uno para un total de 60% hacia la calificación de su curso

    Tarea, que incluirá pero no se limitará a: problemas numéricos breves, actividades de investigación en Internet y búsquedas de eventos actuales valoradas. @ 15% de la nota de su curso.

    Actividades de observación que pueden incluir observación astronómica a simple vista y telescópica dentro y fuera del campus @ 15% de la nota de tu curso

    Asistencia y participación en clase y asignaciones de crédito extra fuera de clase @ 10% de la nota de tu curso

    POLÍTICAS DEL CURSO:

    Retiros:- La política del Departamento de Ciencias Físicas es que los instructores no retirarán a los estudiantes ni otorgarán fondos incompletos excepto en las circunstancias más extremas. Si los instructores establecen un requisito de asistencia, pueden retirar a los estudiantes por ausencias injustificadas excesivas. En todas las circunstancias, se requerirá una documentación extensa de los motivos. El instructor se reserva el derecho de retirar a los estudiantes que tengan más de cuatro ausencias injustificadas. El instructor también puede retirar a los estudiantes por no cumplir con los objetivos del curso, pero no se compromete a hacerlo. Después de la fecha de retiro cada semestre, ni el estudiante ni el instructor pueden iniciar un retiro. El último día de este semestre para que un estudiante se retire de un curso de 16 semanas es el 23 de abril de 2012. Los estudiantes son responsables de iniciar las bajas antes de esta fecha si así lo desean.

    Incompletos: Un instructor puede dar la calificación de & ldquoI & rdquo (por incompleto) para un curso en el que un estudiante no pudo completar todos los objetivos para la calificación aprobatoria. Rara vez se darán calificaciones incompletas, y solo si el estudiante ha tomado todos los exámenes, está aprobando y tiene una tragedia personal después de la última fecha para retirarse que impide la finalización del curso. Consulte el catálogo de ACC para obtener más información sobre incompletos.

    Asistenciaes importante, esperado y parte de su calificación como se indicó anteriormente. El criterio número uno para obtener excelentes calificaciones / resultados de aprendizaje en este curso será la asistencia regular durante las conferencias. La asistencia se tomará todos los días de clase. El instructor se reserva el derecho de retirar a los estudiantes que tengan más de cuatro ausencias injustificadas.

    Deshonestidad escolástica:Los actos prohibidos por la universidad por los que se puede administrar disciplina incluyen deshonestidad escolar, que incluye, entre otros, hacer trampa en un examen o prueba, plagio y colaboración no autorizada con otra persona en la preparación de trabajos externos. Los trabajos académicos presentados por los estudiantes serán el resultado de su pensamiento, investigación o autoexpresión. El trabajo académico se define como, entre otros, pruebas, cuestionarios, ya sea que se realicen electrónicamente o en proyectos impresos, presentaciones en el aula individuales o grupales y tareas para el hogar. En mi clase, ningún alumno debería entregar un trabajo esencialmente idéntico a otro.

    Libertad académica: Las instituciones de educación superior se llevan a cabo por el bien común. El bien común depende de la búsqueda de la verdad y de la libertad de expresión. En este curso, el profesor y los estudiantes se esforzarán por proteger la libre investigación y el intercambio abierto de hechos, ideas y opiniones.Los estudiantes son libres de oponerse a los puntos de vista ofrecidos en este curso y de reservar su juicio sobre temas debatibles. Con esta libertad viene la responsabilidad del civismo y el respeto por la diversidad de ideas y opiniones. Esto significa que los estudiantes deben turnarse para hablar, escuchar a los demás hablar sin interrupción y abstenerse de insultar u otros ataques personales. Las calificaciones no se verán afectadas por opiniones personales. Sin embargo, los instructores juzgarán el trabajo de los estudiantes en función de su relación con el estado actual de la teoría y los hechos científicos convencionales. En este curso habrá una amplia oportunidad para discusiones de tipo seminario. El instructor tratará las ideas de cada estudiante y rsquos a través de sus respuestas con la mayor cortesía y respeto.

    Disciplina del estudiante:El comportamiento en el aula debe apoyar y mejorar el aprendizaje. El comportamiento que interrumpe el proceso de aprendizaje se tratará de manera apropiada, lo que puede incluir que el estudiante deje la clase por el resto del día. En casos graves, el comportamiento perturbador puede llevar a que un estudiante sea retirado de la clase. Los asuntos del alumno discípulo serán adjudicados por el instructor caso por caso, en conjunto con el Director de Departamento o el Decano. Los estudiantes pueden consultar con la Oficina de Servicios Estudiantiles o el Decano Asociado en su campus sobre estos asuntos.

    La política de ACC sobre disciplina estudiantil puede encontrarse en http://www.austincc.edu/handbook/policies4.htm

    Estudiantes con discapacidades:Cada campus de ACC ofrece servicios de apoyo para estudiantes con discapacidades físicas o psicológicas documentadas. Los estudiantes con discapacidades deben solicitar adaptaciones razonables a través de la Oficina para estudiantes con discapacidades en el campus donde esperan tomar la mayoría de sus clases. Se anima a los estudiantes a hacer estas tres semanas antes del inicio del semestre.

    Seguridad:La salud y la seguridad son valores primordiales en las aulas de ciencias, los laboratorios y las actividades de campo. Se espera que aprenda, comprenda y cumpla con los procedimientos ambientales, de salud y seguridad de ACC y que acepte seguir la política de seguridad científica de ACC. Se espera que se comporte profesionalmente con respeto y cortesía hacia todos. Cualquiera que sin pensar o intencionalmente ponga en peligro la salud o la seguridad de otra persona será despedido inmediatamente de la actividad del día, podrá ser retirado de la clase y / o se le prohibirá asistir a actividades futuras.

    Puede leer la política de seguridad científica completa de ACC en: http://www2.austincc.edu/sci_safe/.

    Sitios web del Manual del estudiante, Servicios para estudiantes, Servicios de instrucción, Laboratorios de aprendizaje y Centro de exámenes:

    El manual del estudiante de ACC se puede encontrar en: http://www.austincc.edu/handbook/.

    La dirección web de servicios para estudiantes es: http://www.austincc.edu/rss/index.htm.

    La dirección web para los servicios educativos es: http://www3.austincc.edu/evpcss/newsemester/pdfs/ssover.pdf

    Los laboratorios de aprendizaje tienen tutoría gratuita. El sitio web es http://www.austincc.edu/tutor/

    Las políticas de ACC Testing Center se pueden encontrar en: http://www.austincc.edu/testctr/

    ESQUEMA DEL CURSO y CALENDARIO:

    El calendario que seguiremos está en la siguiente página. Lea el material antes de venir a clase para que pueda hacer preguntas y participar en las discusiones en el aula. Las asignaciones de lectura y tarea (incluidas las oportunidades de crédito adicional) se darán en la pizarra para cada sección. A menos que se indique lo contrario, las tareas para cada sección deben entregarse el día de la prueba de sección correspondiente.

    Las noticias actuales sobre astronomía se discutirán en cada período de clase y se cubrirán en las pruebas. A cada estudiante se le asignará traer noticias al menos una vez, pero cualquiera puede compartir noticias de astronomía en cualquier día. Puede encontrar noticias de astronomía en el periódico, revistas de actualidad, en varios programas de televisión y en varios sitios de Internet.

    Todos participarán en observaciones reales del cielo nocturno con énfasis en & lsquoseing & rsquo los objetos celestes con el globo ocular cálido que se tratan en este curso. Como parte de esta actividad, se generará un informe. Los detalles de la actividad se discutirán en clase y se proporcionarán hojas de trabajo, generalmente antes de los días / noches de observación.

    Los exámenes cubrirán aproximadamente cuatro capítulos cada uno. Se llevarán a cabo el 16 de febrero, 3 de abril y 3 de mayo (fechas tentativas). Habrá una final integral opcional que se dará cerca del final del semestre. Si elige tomar el examen final y luego hacerlo mejor que en uno de los exámenes anteriores, reemplazará la calificación más baja del examen. Debe haber realizado todos los exámenes anteriores para poder hacer esto (id est, la final no reemplazará un cero de una prueba omitida).

    Rara vez habrá exámenes de recuperación, y solo si me contactan con suficiente antelación y me dan documentación sobre el motivo de la recuperación. Contáctame antes de la prueba (correo electrónico o teléfono, si puede & rsquot encontrarme en persona) para evitar recibir un cero si hay una emergencia inevitable. El requisito de documentación se mantendrá. La política anterior también se aplica a las tareas tardías.

    Calendario del curso (puede ser modificado pero con la debida notificación a los estudiantes):

    Los capítulos siguientes se cubrirán secuencialmente. Para una descripción más completa del contenido que se enfatizará en cada capítulo, se incluye una lista de temas requeridos después de este calendario. En esa lista, notará una dosis significativa de física que se cubrirá en & ldquoThe Fundamentals & rdquo. Estos temas se incorporarán a las conferencias a medida que surjan, y se darán citas de los capítulos correspondientes de su texto durante las conferencias.


    Galaxias

    Si quieres saber la cantidad de tiempo que ha pasado desde que se formó una galaxia en particular, probablemente no obtendrá una respuesta muy precisa. Al igual que los cúmulos globulares, las galaxias son casi tan antiguas como el universo. A diferencia de los cúmulos globulares, pueden evolucionar de formas bastante complicadas a través de interacciones con sus entornos. Por ejemplo, sabemos que hay corrientes de gas primordial "prístino" (es decir, gas que no ha sido enriquecido con elementos pesados ​​por las estrellas) que caen en las galaxias. Al mismo tiempo, se está expulsando material debido a todo, desde vientos estelares hasta supernovas y chorros de agujeros negros supermasivos en los centros de las galaxias. Además, las galaxias pueden fusionarse, por lo que no está claro qué cuenta como el "nacimiento" de una galaxia en particular.

    En su lugar, podría preguntar acerca de las edades promedio de las estrellas en una galaxia, o incluso en subsecciones de la galaxia. Si hubo un estallido reciente de formación estelar, habrá suficientes estrellas azules, calientes y masivas, lo que hará que la luz general sea más bien azul (como suele ser el caso en las galaxias espirales). Si no se han formado nuevas estrellas en un tiempo, las masivas se habrán extinguido, dejando solo estrellas más rojas para dominar la luz integrada. Este es esencialmente el mismo procedimiento que para los cúmulos globulares, excepto que estamos proyectando los puntos de temperatura-luminosidad en el eje de temperatura (ponderado por la luminosidad). Las únicas otras capturas son que

    • La formación de estrellas podría haber ocurrido con el tiempo, en lugar de una sola ráfaga, por lo que debe asumir algún modelo para esto, posiblemente con algunos parámetros ajustables.
    • Tienes que asumir un función de masa inicial - una distribución de masas para estrellas recién formadas, que a menudo se postula como la misma para todas las condiciones (una suposición que esperamos no sea demasiado incorrecta).

    Por otro lado, si solo quiere saber "¿cuánto tiempo después del Big Bang estuvo esta galaxia en el estado en el que la veo actualmente?" entonces realmente estás de suerte. Si la galaxia está lo suficientemente cerca como para obtener un buen espectro, se pueden identificar características espectrales estrechas que corresponden a transiciones conocidas. El corrimiento al rojo $ z $ está definido por $ 1 + z = frac < lambda_ mathrm> < lambda_ mathrm>. $ Suponiendo que el corrimiento al rojo está dominado por la expansión cosmológica en lugar del movimiento peculiar de nosotros o de la otra galaxia, entonces la edad del universo cuando se emitió la luz viene dada por $ t_ mathrm = t_0 - frac <1> int_0 ^ z frac <1> <(1 + z ') sqrt < Omega _ < Lambda, 0> + Omega _ < mathrm, 0> (1 + z ') ^ 3 >> mathrmz '. $ Los parámetros cosmológicos $ t_0 $ (la edad actual del universo), $ H_0 $, $ Omega _ < Lambda, 0> $ y $ Omega _ < mathrm, 0> $ se conocen de varias fuentes, como el CMB, la agrupación de galaxias o los estudios de supernovas.

    En casos de galaxias extremadamente distantes o débiles, los espectros pueden no ser una opción. Se puede hacer un análisis similar pero más tosco usando diferentes bandas fotométricas para intentar reconstruir el corrimiento al rojo, pero esto depende de tener algo a priori conocimiento de cómo se ve el espectro general.

    Por tanto, se pueden obtener "edades" para galaxias individuales. Trazar las distribuciones de las propiedades de las galaxias como funciones de la edad muestra una historia complicada de cómo las galaxias han cambiado durante miles de millones de años.

    1 Véase, por ejemplo, MESA, cuyos archivos principales constan de aproximadamente $ 100 <,> 000 $ líneas de código.

    2 Existe fácilmente un factor de $ 10 ^ 4 $ entre las vidas de la secuencia principal de las estrellas más pequeñas y las más grandes.

    Agregaré algunas opciones más para obtener las edades de las estrellas, más allá de la técnica del diagrama de HR mencionada en la respuesta de Chris White.

    Si puede obtener un espectro óptico R = 50,000 de una estrella con una relación señal / ruido decente, obtendrá fácilmente la temperatura (a 100K), la gravedad de la superficie (a 0.1 dex) y la metalicidad (a 0.05 dex), además de una gran cantidad de otras abundancias elementales (incluido Li) con precisiones de aproximadamente 0,1 dex.

    Gravedad: Luego puede trazar la estrella en el plano log g (gravedad) vs Teff y compararlo con isócronas teóricas apropiadas para la metalicidad de la estrella. Esto es la mejor manera de estimar la edad de una estrella de tipo solar (o más masiva), incluso si no tiene una distancia y es el método más utilizado. Qué tan bien funciona esto y qué tan inequívocamente depende de la etapa evolutiva de la estrella. Para estrellas como el Sol, obtienes una precisión de edad de quizás 2 Gyr. Para las estrellas de menor masa, apenas se mueven mientras están en la secuencia principal en 10Gyr, por lo que no puede estimar la edad de esta manera a menos que sepa que el objeto es una estrella anterior a la secuencia principal. En las estrellas jóvenes antes de la secuencia principal que se contraen hacia la secuencia principal, la gravedad medida a partir del espectro depende de la edad.

    Abundancias de litio: Puedes mirar la abundancia de Li. La abundancia de Li disminuye con la edad para las estrellas de masa solar y por debajo. Esto funcionaría bastante bien para estrellas similares al sol de edades de 0.3-2Gyr y para estrellas de tipo K de 0.1-0.5 Gyr y para enanas M entre 0.02-0.1 Gyr, es decir, en el rango donde Li comienza a agotarse en el fotosfera y dónde está todo se ha ido. La precisión típica podría ser un factor de dos. Una alta abundancia de Li en las enanas K y M generalmente indica un estado previo a la secuencia principal.

    Rotación: Si puede obtener una tasa de rotación a partir de la ampliación de las líneas espectrales o de la modulación rotacional, entonces puede usar Gyrochronology, que funciona porque las tasas de rotación de las estrellas dependen del tiempo. Nuevamente, la aplicabilidad varía con la masa, pero de manera opuesta a Li. Las enanas M mantienen una rotación rápida durante más tiempo que las enanas G. Por supuesto, tiene el problema del ángulo de inclinación incierto si todo tiene un ensanchamiento rotacional de un espectro.

    Actividad magnética: Eso nos lleva a las relaciones actividad-edad. Puede medir los niveles de actividad magnética cromosférica en el espectro o la actividad de rayos X coronal. Luego combine esto con las relaciones empíricas entre la actividad y la edad (por ejemplo, Mamajek & amp Hillenbrand 2008). Esto puede darle la edad a un factor de dos para estrellas mayores de unos pocos cientos de Myr. Sin embargo, está mal calibrado para estrellas menos masivas que el Sol. Pero, en general, es probable que una enana M más activa sea más joven que una enana M menos activa. Sin duda, debería distinguir entre una enana M 2Gyr y 8Gyr.

    Cinemática: Si mide la velocidad de la línea de visión desde su espectro, esto puede darle al menos una idea probabilística de a qué población estelar pertenece la estrella. Las velocidades más altas tenderían a indicar una estrella más vieja. Esto funcionaría mejor si tuvieras el movimiento adecuado (y preferiblemente la distancia también, rueda sobre los resultados de Gaia). Si tiene cinemática 3D para una estrella joven, es posible que pueda proyectar su movimiento en el potencial galáctico y calcular cuánto tiempo ha estado viajando desde su lugar de nacimiento. Esto se ha hecho para algunos objetos (por ejemplo, estrellas OB fuera de control) para calcular cuánto tiempo han estado viajando (lo que, por supuesto, es un límite inferior para su edad).

    Metalicidad: En un sentido probabilístico, las estrellas de baja metalicidad son más antiguas que las estrellas de alta metalicidad. Si estuviera hablando de estrellas tan antiguas como 8Gyr, es muy probable que tengan una metalicidad baja.

    Datación por radioisótopos: Como complemento también mencionaré la datación por radioisótopos. Si puede medir la abundancia de isótopos de U y Th con semividas largas y luego adivinar sus abundancias iniciales utilizando otros elementos del proceso r como guía, obtendrá una estimación de edad: "nucleocosmocronología". Actualmente, estos son muy inexactos: factores de 2 diferencias para la misma estrella dependiendo de los métodos que adopte.

    En resumen. Si habla de enanas G, puede obtener edades con precisiones de aproximadamente el 20% utilizando log gy Teff del espectro. Para las enanas M, a menos que tenga la suerte de estar mirando un objeto PMS joven con Li, entonces su precisión será de unos pocos Gyr en el mejor de los casos para un objeto individual, aunque la combinación de estimaciones probabilísticas de actividad, metalicidad y cinemática simultáneamente podría reducirse esto un poco.


    Ver el vídeo: Estructura y Evolución Estelar (Febrero 2023).