Astronomía

¿Cuáles son las edades teóricas de las estrellas del Pop I?

¿Cuáles son las edades teóricas de las estrellas del Pop I?


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¿Qué edad podrían tener teóricamente las estrellas de población I? ¿Qué es lo más temprano que pudieron haberse formado?


Dado que las estrellas Pop III son las estrellas más antiguas, entonces teóricamente podrían haber comenzado a formarse en la Edad Oscura Cósmica (CDA), consulte la sección 5, ya que la galaxia más antigua que hemos observado hasta ahora (en infrarrojo) está aproximadamente a la mitad del CDA (~$480$ millones de años). Como dice el artículo,

Las estrellas y galaxias se forman cuando se forman regiones densas de gas debido a la acción de la gravedad, y esto lleva mucho tiempo dentro de una densidad de gas casi uniforme y en la escala requerida, por lo que se estima que las estrellas no existieron durante quizás cientos de personas. de millones de años después de la recombinación.

Entonces, no solo la temperatura del universo debe ser lo suficientemente fría, sino que la gravedad debe haber actuado durante un período de tiempo suficiente para que la estructura bariónica comience a formarse.


Puede usar la ecuación del ejercicio 22.34 para estimar las edades aproximadas de los conglomerados de la figura 22.10, la figura 22.12 y la figura 22.13. Usa la información de las figuras para determinar la luminosidad de la estrella más masiva que aún se encuentra en la secuencia principal. Ahora use los datos de la tabla 18.3 para estimar la masa de esta estrella. Luego calcule la edad del grupo. Este método es similar al procedimiento utilizado por los astrónomos para obtener las edades de los cúmulos, excepto que utilizan datos reales y cálculos de modelos en lugar de simplemente hacer estimaciones a partir de un dibujo. ¿Cómo se comparan sus edades con las edades en el texto? Figura 22.10 Diagrama H − R de NGC 2264. Compare este diagrama H-R con el de la figura 22.8, aunque los puntos se dispersan un poco más aquí, los diagramas teóricos y de observación son notable y satisfactoriamente similares. Figura 22.12 Clúster M41. (a) El grupo M41 es más antiguo que NGC 2264 (ver Figura 22.10) y contiene varias gigantes rojas. Algunas de sus estrellas más masivas ya no están cerca de la secuencia principal de edad cero (línea roja). (b) Esta fotografía terrestre muestra el cúmulo abierto M41. Tenga en cuenta que contiene varias estrellas de color naranja. Estas son estrellas que han agotado el hidrógeno en sus centros y se han hinchado para convertirse en gigantes rojas. (crédito b: modificación del trabajo de NOAO / AURA / NSF) Figura 22.13 Diagrama H-R para un clúster más antiguo. Vemos el diagrama H-R para un hipotético grupo más antiguo a una edad de 4.240 millones de años. Tenga en cuenta que la mayoría de las estrellas en la parte superior de la secuencia principal se han apagado hacia la región de la gigante roja. Y las estrellas más masivas del cúmulo ya han muerto y ya no están en el diagrama. Características de las estrellas de secuencia principal

Puede usar la ecuación del ejercicio 22.34 para estimar las edades aproximadas de los conglomerados de la figura 22.10, la figura 22.12 y la figura 22.13. Usa la información de las figuras para determinar la luminosidad de la estrella más masiva que aún se encuentra en la secuencia principal. Ahora use los datos de la tabla 18.3 para estimar la masa de esta estrella. Luego calcule la edad del grupo. Este método es similar al procedimiento utilizado por los astrónomos para obtener las edades de los cúmulos, excepto que utilizan datos reales y cálculos de modelos en lugar de simplemente hacer estimaciones a partir de un dibujo. ¿Cómo se comparan sus edades con las edades en el texto?

Figura 22.10 Diagrama H − R de NGC 2264. Compare este diagrama H-R con el de la figura 22.8, aunque los puntos se dispersan un poco más aquí, los diagramas teóricos y de observación son notable y satisfactoriamente similares.

Figura 22.12 Clúster M41. (a) El grupo M41 es más antiguo que NGC 2264 (ver Figura 22.10) y contiene varias gigantes rojas. Algunas de sus estrellas más masivas ya no están cerca de la secuencia principal de edad cero (línea roja). (b) Esta fotografía terrestre muestra el cúmulo abierto M41. Tenga en cuenta que contiene varias estrellas de color naranja. Estas son estrellas que han agotado el hidrógeno en sus centros y se han hinchado para convertirse en gigantes rojas. (crédito b: modificación del trabajo por NOAO / AURA / NSF)

Figura 22.13 Diagrama H-R para un clúster más antiguo. Vemos el diagrama H-R para un hipotético grupo más antiguo a una edad de 4.240 millones de años. Tenga en cuenta que la mayoría de las estrellas en la parte superior de la secuencia principal se han apagado hacia la región de la gigante roja. Y las estrellas más masivas del cúmulo ya han muerto y ya no están en el diagrama.


Confusión de nombres de poblaciones estelares

Los & quot; padres & quot de hoy & # x27s estrellas son Población II.

Sus "padres" son la población III (las primeras estrellas en formarse).

Esto es raro. ¿Por qué significan números más altos mayor generaciones? ¿Por qué no se forma Pop I la primera generación de estrellas? Además, digamos que en el futuro habrá una nueva generación de estrellas. ¿Cómo lo llamaremos, Población 0? ¿Qué pasa con la generación posterior a esa, sería Pop -1? Si este esquema se invirtiera, naturalmente continuaría en Pop IV, Pop V, etc.

Sin embargo, probablemente haya una razón detrás de esto. ¿Alguien puede decirme por qué es así?

No son literalmente tres generaciones, sabemos que muchas generaciones de estrellas se formaron y murieron para producir los niveles de elementos pesados ​​(y carbono, etc.) que observamos en estrellas como el Sol.

Son categorías conceptuales. Música pop. I es la población principal, representa la mayor parte de la masa de la Vía Láctea (principalmente en el disco del MW), y básicamente significa "estrellas nacidas en un ambiente que era químicamente similar al que tenemos ahora". Las estrellas se están formando todo el tiempo, es un proceso continuo, todas las estrellas que se formaron hoy y que se formarán mañana son población I.

Música pop. Tengo la edad suficiente para ser claramente químicamente diferente, pero es una distinción continua: las estrellas, el halo de la Vía Láctea puede ser un "viejo pop". II '' y las estrellas en un disco más grueso y menos denso son una especie de pop. Yo, pero más joven que el halo.

Música pop. III no solo se refiere a estrellas viejas, sino específicamente a la primera generación. Sabemos que tenía que haber uno, y sabemos que debido a su composición química con cero elementos pesados, su física también tenía que ser un poco diferente.

tldr no piense en esto como tres generaciones distintas, más bien como tres clases correspondientes a tres etapas de evolución del universo. Al igual que la tercera edad, las personas son mayores que las personas de mediana edad.

Debo asumir que la razón son los astrónomos. Les gusta ser incómodos. Por ejemplo, una magnitud más baja significa que algo es más brillante.

Dios no quiera que usen SI.

Sin embargo, no creo que debamos trabajar para agregar nuevas poblaciones, si alguna vez logramos llegar tan lejos, de alguna manera dudo que todavía hablemos algo que se parezca al inglés.

Por ejemplo, una magnitud más baja significa que algo es más brillante.

No es del todo absurdo o contrario a la intuición, originalmente fueron literalmente catalogadas como estrellas de primera clase, estrellas de segunda clase, etc. Cuando aumenta el límite de magnitud de un instrumento, puede ver más profundo. La magnitud de una fuente se correlaciona directamente con su distancia.

El astrónomo Walter Baade usó los términos Población I para describir estrellas más jóvenes y Población II para describir estrellas más viejas, y el patrón se atascó. Entonces, realmente, podemos culparlo por la confusión. Muchas cosas en astronomía se nombran de una manera totalmente no intuitiva, como que cualquier cosa que no sea hidrógeno o helio se considere un metal (no hay una razón válida para esto).

Usamos la concentración de metales en una estrella para determinar si es Pop I o Pop II, lo que rastrea con la edad. Las supernovas de las estrellas Pop II enriquecieron el medio ambiente con metales, lo que llevó a la próxima generación de estrellas, las estrellas Pop I, a tener una mayor concentración de metales. Las estrellas Pop II se formaron en un entorno pobre en metales, por lo que tienen una menor concentración de metales.

En cuanto a las estrellas Pop III, son las primeras estrellas teóricas que se formaron en el universo. Cuando se formaron, prácticamente no había metales, por lo que su contenido de metal sería prácticamente inexistente. Son enteramente hidrógeno y helio, con sólo trazas de litio y berilio. Debido a que estas fueron las primeras estrellas formadas, son la población de estrellas más antigua, por lo que no hay estrellas Pop IV o V que las precedieron. Sin embargo, nunca hemos observado una estrella Pop III, por lo que son solo hipotéticas en este momento. Pero tenía que haber una primera generación de estrellas en algún momento.

TLDR culpa a Walter Baade y al hecho de que los astrónomos no nombran las cosas intuitivamente por la confusión.


Los cursos en línea durante la pandemia proporcionaron una gran cantidad de datos sobre cómo los estudiantes de primer año de ciencias e ingeniería aprenden lecciones para usar en los años venideros. & # 13 Del artículo: El curso Física 172 Mecánica Moderna combinó experimentos prácticos y simulación virtual para la parte de laboratorio del curso, dice Carina Rebello, profesora asistente de Física y Astronomía. En este curso, los estudiantes alquilaron kits de laboratorio que incluían un sensor, como el de fuerza y ​​movimiento, para recopilar datos, luego compartirlos con grupos pequeños y modelar los fenómenos físicos.

Los humanos pueden hacer muchas cosas que las plantas no pueden hacer. Podemos caminar, podemos hablar, podemos oír, ver y tocar. Pero las plantas tienen una gran ventaja sobre los humanos: pueden producir energía directamente del sol. Ese proceso de convertir la luz solar directamente en energía utilizable, llamado fotosíntesis, pronto puede ser una hazaña que los humanos puedan imitar para aprovechar la energía del sol para obtener combustible limpio, almacenable y eficiente. Si es así, podría abrir una nueva frontera de energía limpia. Yulia Puskhar, biofísica y profesora de física en la Facultad de Ciencias de Purdue, puede tener una forma de aprovechar esa energía imitando a las plantas.

Un profesor de la Universidad de Purdue está enseñando astronomía a sus estudiantes dejándolos tocar las estrellas. Danny Milisavljevic, profesor asistente de física y astronomía en la Facultad de Ciencias, está utilizando una nueva tecnología innovadora para que sus estudiantes usen auriculares de realidad virtual para explorar el espacio. La primera tecnología de este tipo que permite la conexión de estudiantes en diferentes ubicaciones, en lugar de en la misma red Wi-Fi, los auriculares también se basan en hardware liviano, relativamente económico y disponible comercialmente. La tecnología se utilizó por primera vez el mes pasado en su clase de Astronomía Intermedia II.

La pandemia de coronavirus impidió que los estudiantes, profesores y administradores llevaran a cabo clases y reuniones en persona, lo que aumentó la popularidad de las herramientas virtuales y basadas en realidad aumentada dentro y fuera del campus durante el año pasado.

La edad de piedra. La Edad de Bronce. La Edad del Hierro. La revolución industrial. Las eras tienden a definirse por su tecnología, y los humanos pueden encaminarse hacia una nueva: la Era Cuántica.


Es posible que las primeras estrellas no hayan sido solitarias emo

Comentarios del lector

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"Hágase la luz". La edad oscura del Universo terminó cuando las primeras estrellas comenzaron su fusión nuclear de hidrógeno, emitiendo calor y luz unos 100 millones de años después del Big Bang. La comprensión actual de estas estrellas de Población III, o de bajo contenido metálico, es que evolucionaron y vivieron una vida solitaria o, a lo sumo, como parte de un sistema binario distante. Nuevas simulaciones informadas en la edición de esta semana de Sciencexpress, sin embargo, sugieren que las nubes de gas que dieron a luz a estas primeras estrellas eran gravitacionalmente inestables y produjeron cúmulos estrechos de estrellas que vivirían juntas sus cortas vidas.

Hasta la fecha, no se ha encontrado evidencia de observación directa de estrellas Pop III. La información que tenemos sobre ellos y su comportamiento proviene exclusivamente de la simulación y el trabajo teórico. Trabajos anteriores han descubierto que, a medida que el hidrógeno atómico se introducía en minihalos de materia oscura, formaría hidrógeno molecular y se fusionaría en una nube de gas, madura para la formación de estrellas primordiales, con una masa de alrededor de 1000 masas solares.

Las simulaciones anteriores de estas nubes de gas precursoras han revelado que las nubes no se fragmentaron durante la formación de las primeras protoestrellas. De esto, se infirió que una sola estrella nacería de cada nube de gas. Usando esta suposición como punto de partida, otros calcularon el equilibrio de materiales y fuerzas que existirían durante la formación de la estrella. Se ha predicho que estas primeras estrellas pesarían entre 30 y 300 masas solares.

Sin embargo, para complicar las cosas, también se descubrió que el hidrógeno en colapso podría romperse en dos trozos, cada uno formando su propia estrella; sin embargo, las simulaciones numéricas sitúan la probabilidad de que esto suceda como solo uno de cada cinco casos.

En el Sciencexpress En el artículo, un equipo internacional de investigadores de los EE. UU. y Alemania utilizó simulaciones numéricas con algunas mejoras que les permitieron estudiar la formación de estas protoestrellas con mucho mayor detalle, y durante períodos de tiempo más prolongados, de lo que era posible anteriormente. Su modelo de formación estelar comenzó como una simulación tradicional de un volumen cosmológico. Cuando identificaron por primera vez un minihalo de materia oscura que contenía una región de gas que se enfriaba y colapsaba gravitacionalmente, "volvieron a hacer zoom" en el cálculo y se centraron solo en esa región.

Tradicionalmente, las simulaciones de tales regiones verán cómo el gas se condensa y colapsa a densidades muy altas. Pero estas simulaciones a menudo se vuelven intratables desde el punto de vista informático con densidades de gas superiores a 10 14 cm -3. Para evitar este problema, el equipo utilizó la idea de transformar regiones de gas de muy alta densidad en partículas gravitacionales 'sumideros'. Estas simples partículas sumideros representan una protoestrella joven y sus propiedades físicas, como la tasa de acreción, la luminosidad, la masa y la energía radiada de regreso a la nube de gas, son consistentes con la estrella completa. Esto eliminó las regiones computacionalmente más intensas de la simulación y permitió que avanzara mucho más allá del punto donde otros tendrían que detenerse.

Como señalan los autores, antes de la formación de la primera protoestrella, sus resultados concuerdan bien con trabajos publicados anteriormente, una buena prueba de su metodología, pero una ciencia no muy interesante. La parte interesante viene después de que se haya formado la primera partícula de protoestrella / sumidero. Luego, el equipo pudo continuar modelando el disco de acreción que se formó a su alrededor.

Noventa años después de que se formara la primera estrella, el disco de acreción a su alrededor había duplicado su tamaño. Durante los primeros 60 años, existió en un patrón en espiral estable de dos brazos. Poco después, el disco se volvió gravitacionalmente inestable y comenzó a producirse otro colapso, formando una segunda protoestrella a unas 20 UA de la primera. Después de esto, el material se agregó al disco mucho más rápido y luego se agregó a cualquiera de las protoestrellas, y se produjo una mayor fragmentación. En total, menos de 120 años después de que se formara la primera estrella, la simulación tenía cuatro nuevas estrellas, todas dentro de una región de unas pocas docenas de UA por lado.

Los autores no afirman que este trabajo sea exacto para todas las formaciones estelares Pop III, pero creen que puede ser un caso representativo. Si tales sistemas de fragmentación describen una cantidad significativa de formación de estrellas Pop III, entonces un resultado plausible sería la formación de numerosos sistemas binarios Pop III donde las estrellas tienen una masa casi igual. La existencia de sistemas de este tipo "reforzaría el caso de que los estallidos de rayos gamma de alto desplazamiento al rojo se originen en las primeras estrellas". También sería posible que algunas de estas estrellas Pop III hayan sido expulsadas de su lugar de nacimiento inicial y posiblemente existan hoy, esperando ser detectadas por primera vez.


Mensaje brillante sobre el fin de la Edad Media

Un equipo internacional, que incluye a investigadores del Centro de Astronomía de la Universidad de Heidelberg (ZAH), ha descubierto tres "Methusalems cósmicos" de los primeros años del universo. Estas estrellas inusuales tienen alrededor de 13 mil millones de años y los expertos las asignan a las primeras generaciones de estrellas después de la "edad oscura". Las cualidades químicas de estos cuerpos estelares extremadamente raros permiten nuevos conocimientos sobre los eventos que deben haber llevado al origen de las estrellas. Se ha supuesto que las primeras estrellas son de gran masa y brillan con especial intensidad. Sin embargo, las últimas observaciones apuntan a fenómenos hasta ahora desconocidos en el universo joven, lo que permite la aparición de estrellas mucho más pequeñas. Esta conclusión es sugerida por análisis realizados en parte en el Observatorio Estatal de Königstuhl y en el Instituto de Astrofísica Teórica, ambos pertenecientes a la ZAH.

El universo surgió hace aproximadamente 13,8 mil millones de años a través del Big Bang. El gas inicialmente extremadamente caliente de la "nube de explosión" se expandió y se enfrió más y más. Como las extensiones cósmicas estaban completamente vacías de estrellas en ese momento, los científicos hablan de la "edad oscura" del universo. Aproximadamente 400 millones de años después del Big Bang, las primeras estrellas se formaron a partir de los gases creados por la explosión. Debido a la composición química de los gases iniciales, principalmente hidrógeno, helio y trazas de litio, la masa de las estrellas debe haber sido de 10 a 100 veces mayor que la del sol y, por lo tanto, deben haber emitido una luz extremadamente brillante. Agotaron rápidamente su combustible nuclear y, por lo tanto, estas estrellas solo brillaron durante unos pocos millones de años. Se desintegraron en gigantescas explosiones, durante las cuales se liberaron elementos químicos pesados ​​y "recuperados" por generaciones estelares posteriores. Una investigación química exacta de esta segunda generación de estrellas puede permitir sacar conclusiones sobre las propiedades de las primeras estrellas.

Las tres estrellas originales fueron descubiertas gracias a las observaciones realizadas en el observatorio de París por un equipo de astrónomos dirigido por el Dr. Piercarlo Bonifacio. Aparte del hidrógeno y el helio, contienen solo cantidades extremadamente pequeñas de otros elementos químicos, entre los que se incluye una cantidad sorprendente de carbono. Por lo tanto, el astrónomo Dr. Paolo Molaro del observatorio de Trieste sospecha que pertenecen a una clase especial, completamente nueva, de estrellas originales. El programa del Observatorio Europeo Austral (ESO) en Chile para observar tales objetos fue iniciado por la Dra. Elisabetta Caffau durante su tiempo como Gliese Fellow de la Universidad de Heidelberg en el Observatorio Königstuhl. Para poder determinar las frecuencias de los elementos extremadamente leves con gran precisión, los científicos utilizan simulaciones por computadora de atmósferas estelares. Estos modelos son desarrollados por el Dr. Hans-Günter Ludwig, investigador del Observatorio Königstuhl.

Los eventos que contribuyen a la formación de las primeras estrellas en el universo están siendo explorados en el Instituto de Astrofísica Teórica por el Grupo de Formación Estelar dirigido por el Prof. Dr. Ralf Klessen. Él informa que el carbono jugó un papel importante en el universo joven como un "refrigerante" que contribuyó a la contracción del gas interestelar en una estrella. Cuanto mejor sea el enfriamiento, más pequeñas serán las estrellas que se pueden formar. Sin embargo, incluso con carbono, las primeras estrellas deberían haber tenido al menos diez veces más masa que las candidatas recién descubiertas. "Probablemente el polvo interestelar fue el refrigerante que contribuyó a la formación de estas estrellas de baja masa. Ahora vamos a examinar eso en detalle", dice el profesor Klessen.

Los descubrimientos actuales permiten una nueva visión fascinante de los eventos que rodearon la aparición de las primeras estrellas. En consecuencia, estas estrellas no deben haber surgido de forma aislada sino en grupos, subraya el profesor Klessen. Las estrellas de gran masa explotaron después de solo unos pocos millones de años, pero con mucha menos violencia de lo que se suponía. El científico de Heidelberg explica: "Sólo entonces los elementos más ligeros, como el carbono o el oxígeno, podrían proyectarse lo suficientemente lejos en el cosmos para ser útiles para las nuevas estrellas, que tienen una masa menor pero una vida más larga". Sin embargo, hay otra pregunta desconcertante. Las tres estrellas recién descubiertas no muestran rastros de litio, aunque este elemento químico también está contenido en el gas original. Para el Dr. Marco Limongi del observatorio de Roma, que también forma parte del equipo de investigación internacional, este es otro misterio que espera ser esclarecido.


¿Cuáles son las edades teóricas de las estrellas Pop I? - Astronomía

1. La forma general de nuestra galaxia es la más cercana a la de una

2. Las estrellas variables cefeidas son importantes para la astronomía principalmente porque nos permiten determinar

3. Una relación importante observada para las variables cefeidas es que entre

B. luminosidad y temperatura

4. La resolución de la naturaleza de las "nebulosas" vino del descubrimiento de ______ dentro de las "nebulosas".

5. El sistema solar se encuentra dentro

D. ninguno de los anteriores el sistema solar no se encuentra dentro de una galaxia.

6. Nuestra capacidad para detectar estrellas distantes en nuestra galaxia es limitada debido a

una. absorción por el polvo en la galaxia *

B. la existencia de una fuerte radiación de 21 cm en la galaxia

C. la existencia de muchas nebulosas brillantes en la galaxia

D. ninguna de las anteriores, no hay límite en nuestra capacidad para detectar estrellas distantes.

7. La radiación de 21 cm es importante para la astronomía porque

una. el medio interestelar es opaco a 21 cm

B. el medio interestelar es transparente a 21 cm *

C. las estrellas emiten fuertemente a 21 cm, lo que les permite ser vistas a grandes distancias

D. las nebulosas emiten fuertemente a 21 cm

mi. los agujeros negros emiten grandes cantidades de radiación de radio a 21 cm.

8. La masa de la Vía Láctea se determina más fácilmente a partir de

una. aplicación de la segunda ley de Newton

B. Tercera ley de Kepler modificada por Newton *

D. análisis espectral de variables cefeidas

mi. Mediciones de desplazamiento Doppler del núcleo galáctico.

9. El núcleo de la Vía Láctea se compone principalmente de

10. La fuente de energía en el centro de nuestra galaxia.

una. no es visible en longitudes de onda ópticas.

C. debe tener menos de 10 AU de diámetro.

11. ¿Cuál de las siguientes características no existe en el diagrama H-R de un cúmulo globular típico?

B. secuencia principal inferior de estrellas frías

C. secuencia principal superior de estrellas calientes *

12. ¿Cuál de los siguientes se toma como evidencia de un posible agujero negro en el centro de algunos cúmulos globulares?

una. observaciones de ráfagas de rayos X *

B. estos grupos tienen masas elevadas

C. los centros de algunos cúmulos globulares son oscuros

D. Los cúmulos están compuestos por estrellas viejas y muertas, la mayoría de las cuales son agujeros negros.

mi. Los cálculos teóricos predicen la existencia de agujeros negros en el centro del cúmulo.

13. Las nebulosas de emisión brillan visiblemente porque

una. La luz de las estrellas frías cercanas es reflejada por el gas.

B. La radiación de 21 cm se absorbe de las estrellas de fondo.

C. las estrellas calientes cercanas ionizan el gas que irradia cuando los iones se recombinan con los electrones *

14. Las nebulosas de emisión aparecen en rojo en las fotografías porque

una. están emocionados por las estrellas rojas

B. la luz de las estrellas rojas es reflejada por el gas

C. emiten radiación de 21 cm que es radiación roja

D. el hidrógeno se emite fuertemente en rojo. *

15. El disco visible de la Vía Láctea tiene un radio de aproximadamente

16. Las nebulosas de absorción son

una. Las nebulosas que brillan a la luz de las estrellas se reflejan en los granos de polvo.

B. Nubes de gas calientes y brillantes.

una. Las nebulosas que brillan a la luz de las estrellas se reflejan en los granos de polvo.

B. Nubes de gas calientes y brillantes. *

18. Una nebulosa roja rodea a una estrella azul. Esta nebulosa es

19. Las primeras estrellas que se formaron en nuestra galaxia.

B. tenía órbitas muy elípticas. *

C. eran estrellas de población I.

D. todos tenían órbitas en el mismo plano.

mi. formaron los cúmulos galácticos que vemos hoy.

20. Comparado con el Sol, ¿cuál de las siguientes afirmaciones es verdadera?

una. las estrellas en el halo son deficientes en elementos pesados ​​*

B. las estrellas en el disco galáctico son deficientes en elementos pesados

C. las estrellas en el núcleo tienen grandes cantidades de elementos pesados

D. todos los elementos químicos se distribuyen más o menos uniformemente por todas las partes de la galaxia.

21. La distribución observada de los cúmulos globulares indica que la nube de gas a partir de la cual se formó la galaxia fue

22. La forma de disco de la Vía Láctea proporciona evidencia de que la galaxia primitiva

una. era un potente emisor de rayos X

C. tenía un fuerte campo magnético

mi. tenía una gran abundancia de elementos pesados.

23. Las diferencias entre las estrellas de Población I y II son

una. Música pop. Las estrellas I tienen poca abundancia de metales y órbitas muy elípticas.

B. Música pop. Las estrellas tienen poca abundancia de metales y pop. Las estrellas II tienen una gran abundancia de metales.

C. Música pop. Las estrellas II tienen poca abundancia de metales y órbitas muy elípticas *

D. Música pop. Las estrellas son mayores que Pop. II estrellas.

24. La abundancia química de las estrellas de la población I

una. indica que se formaron antes que las estrellas de la población II.

B. indica que el material del que se formaron se había enriquecido con material de supernovas. *

C. indica que contienen muy pocos metales pesados ​​en comparación con las estrellas de halo.

D. depende de la temperatura de la estrella.

mi. depende de la masa de la estrella.

25. Las estrellas más jóvenes tienen elementos más pesados ​​porque

una. las estrellas viejas destruyen los elementos pesados ​​a medida que envejecen.

B. las estrellas jóvenes queman sus combustibles nucleares más rápido.

C. los elementos pesados ​​se crearon en generaciones anteriores de estrellas. *

D. los elementos pesados ​​no han tenido tiempo de asentarse en el núcleo de estas estrellas más jóvenes.

26. Los brazos espirales parecen ser prominentes en las galaxias espirales porque

una. todas las estrellas y distribuidas en forma de espiral

B. las estrellas frías se distribuyen en un patrón en espiral, mientras que las estrellas calientes se distribuyen de manera más uniforme

C. las estrellas calientes se distribuyen en un patrón en espiral, mientras que las estrellas frías se distribuyen de manera más uniforme *

D. Los cúmulos globulares se distribuyen en un patrón en espiral alrededor de la galaxia.

27. Un problema al que se enfrentan los astrónomos al tratar de averiguar la estructura de la Vía Láctea es que

una. No hay forma de medir distancias superiores a 12.000 años al año.

B. la galaxia de la Vía Láctea se ve igual en todas las direcciones desde la Tierra

C. solo podemos ver una pequeña región de la Vía Láctea con telescopios ópticos debido al polvo interestelar *

D. la galaxia de la Vía Láctea siempre está cambiando, por lo que es difícil precisar una sola imagen

28. La distribución de estrellas B en el plano galáctico muestra un patrón de brazo en espiral porque

una. tales objetos luminosos no viven lo suficiente como para salir de los brazos *

B. sus grandes masas no les dejan vencer la atracción de los brazos

C. continúan acumulando material nuevo de las nubes en los brazos

D. ninguno de los anteriores la distribución de estrellas no muestra un patrón en espiral.

29. Los mapas de radio de nuestra galaxia muestran brazos espirales porque

una. los brazos tienen mayores desplazamientos Doppler.

B. el gas en los brazos espirales está muy caliente.

C. el polvo en los brazos espirales es más denso.

D. el gas en los brazos espirales es más denso. *

mi. las estrellas en los brazos espirales emiten la mayor parte de su energía en longitudes de onda de radio.

30. ¿Cuál de las siguientes opciones NO utilizan los astrónomos para mapear la estructura espiral de la galaxia Vía Láctea?

C. Línea de 21 cm desde hidrógeno neutro

31. La órbita del Sol alrededor de la Vía Láctea.

una. es una órbita aleatoria, muy parecida a las de los cúmulos globulares

B. es casi una órbita circular que se encuentra en el plano del disco de la galaxia de la Vía Láctea *

C. sigue a lo largo de uno de los brazos espirales

D. se mueve lentamente hacia el centro galáctico a medida que los brazos espirales se enrollan más apretados alrededor del núcleo

32. Como lo demuestra la concentración de gas y polvo en los brazos espirales, una onda de densidad tiene su efecto más fuerte en

33. Se sospecha que nuestra galaxia está rodeada por una corona galáctica porque el disco de la galaxia


La subvención NSF avanza en la búsqueda de estrellas antiguas y opciones de carrera estudiantil

La búsqueda de vida en un exoplaneta distante podría recibir un gran impulso al determinar las edades de las estrellas en el vecindario Sun & rsquos. Eso es porque, aunque nadie sabe con certeza cuánto tiempo tarda en formarse la vida en un planeta, puede llevar mucho tiempo. En la Tierra, los organismos unicelulares aparecieron quinientos millones de años después de la formación de nuestro sistema solar. Luego, se necesitaron 3.500 millones de años más para que aparecieran los organismos multicelulares.

"La pregunta principal relevante para la búsqueda de vida es, '¿Qué estrellas tienen más probabilidades de albergar planetas habitables?'", Dijo el Dr. Terry Oswalt, profesor de Ingeniería Física y presidente del Departamento de Ciencias Físicas de la Universidad Aeronáutica Embry-Riddle. y la edad de una estrella es uno de los principales factores en la respuesta a esa pregunta. & rdquo

Un proyecto Embry-Riddle, recientemente financiado por la National Science Foundation (NSF) con una subvención reciente de 400.000 dólares, evaluará las edades de unos 3.400 pares de estrellas y mdash "gemelos" estelares nacidos cuando las nubes de gas y polvo en condensación se partieron en dos. . El trabajo contribuirá a la búsqueda de formas de vida lejanas y profundizará nuestra comprensión de nuestra galaxia, la Vía Láctea. También proporcionará importantes experiencias de investigación para los estudiantes en Embry-Riddle & rsquos Daytona Beach Campus, donde el programa de astronomía y astrofísica de nivel universitario está emergiendo rápidamente como uno de los más grandes del país.

"Este tipo de experiencia de investigación es esencial para el desarrollo profesional de nuestros estudiantes", dijo Oswalt. & ldquoDos tercios de los graduados en astronomía en los Estados Unidos están trabajando en la industria porque las habilidades físicas y matemáticas que adquieren tienen una gran demanda. Buscar un planeta diminuto dando vueltas alrededor de un punto en el espacio o buscar una estrella de neutrones en una nebulosa difusa no es muy diferente a buscar una señal en el mercado de valores o una mancha nebulosa en una mamografía. Cribar información de grandes conjuntos de datos es lo que hacen los astrónomos. & Rdquo

En busca de estrellas antiguas

Oswalt y sus colegas & mdash Dr. Tomomi Otani, profesor asistente de Física y Astronomía en Embry-Riddle, y el Dr. Derek Buzasi, Whitaker Eminent Scholar in Science en Florida Gulf Coast University & mdash aprovecharán los datos sobre pares estelares recopilados por la NASA & rsquos Kepler extendido & ldquoK2 & rdquo y NASA & rsquos nuevas misiones de Satélite de sondeo terrestre en tránsito (TESS). Los datos se utilizarán para medir las tasas de rotación de las estrellas objetivo y rsquo, mediante la detección de la leve atenuación que se produce cuando la rotación trae y ldquostarspots rdquo a través del lado de las estrellas frente a la Tierra.

Otani capacitará y supervisará a estudiantes universitarios en el uso del telescopio de un metro Embry-Riddle & rsquos en Daytona Beach, Florida & rsquos, el telescopio de grado de investigación más grande. Obtendrán datos de imágenes de seguimiento en las estrellas Kepler y TESS que muestran evidencia de períodos de rotación demasiado largos para ser medidos con precisión por las misiones espaciales. El equipo de investigadores también utilizará telescopios terrestres en Chile, Arizona y España operados por la Asociación Southeastern para la Investigación en Astronomía, un consorcio de 15 universidades liderado por Embry-Riddle.

La investigación comparará las tasas de rotación de las estrellas dentro de cada par. Dado que se formaron en la misma nebulosa original, los compañeros dentro de un par dado tienen la misma edad. La teoría predice que deberían tener tasas de rotación consistentes.

"En principio, las estrellas, como las personas, se vuelven menos activas a medida que envejecen", dijo Oswalt. "Los movimientos de ebullición causados ​​por el calor que intenta salir del interior de una estrella como el Sol interactúan con la rotación de una estrella para crear un campo magnético. Ese campo magnético se extiende al espacio y, en el caso del Sol, es la causa de la Tierra y rsquos Aurora Boreal o Northern Lights. Las estrellas, incluido el Sol, también pierden material lentamente en el llamado "viento estelar". Estos dos efectos ralentizan la rotación de la estrella durante miles de millones de años ".

La relación teórica entre edad y rotación, llamada & ldquogyrochronology & rdquo, se ha probado utilizando cúmulos de estrellas como las Pléyades, donde se puede suponer con seguridad que todas las estrellas del cúmulo tienen la misma edad. Sin embargo, solo una docena de cúmulos de estrellas están lo suficientemente cerca como para estudiarlos en detalle. Using 3,400 nearby star pairs, with the assumption that each star should have a rotation rate consistent with its companion, will provide a broader and more rigorous investigation into gyrochronology&rsquos ability to determine a star's age, "from relatively young stars all the way up to the oldest stars in our galaxy, which are about 10 billion years old," Oswalt said.

In cases where the stars in a given pair do not have consistent rotation rates, the team will use large ground-based telescopes at the national observatories to help determine whether they are actually true pairs. "If you can show they are moving in different directions in space, then they are just a chance alignment, and therefore they have different ages and don&rsquot belong in our sample," Oswalt explained. "But we can't take such problem stars out of our investigation without this kind of evidence."

&ldquoKnowing the ages of the stars is important," said Otani, adding, &ldquoAges are among the most difficult-to-measure properties of stars. Gyrochronology is believed to be among the best methods of stellar age determination. I am excited that we will be able to put it to the test using our own ground-based telescopes and NASA mission data."

In addition to providing hands-on research, publication and professional presentation experiences to Embry-Riddle undergraduates, the project will contribute to public astronomy lectures, outreach to local high schools and a new undergraduate collaboration with Bethune-Cookman University, a historically black university in Daytona Beach. At least half of the students recruited for work on the project will be members of NSF-identified minorities or women, according to the project&rsquos documentation.


What is the theoretical ages for Pop I stars - Astronomy

Suppose that you had a stick of chalk in your hands and you were told to split the chalk into roughly two equal pieces. You would now have two pieces of chalk in your hands or about half of one piece. If you threw one of the pieces away and were asked to again split it into roughly two equal pieces you would have half of a half of a piece of chalk. If you kept on doing this, taking half of a half of a half and so on, could you do it forever or would you come to a piece that for some reason could not be split? There are two responses that are typically given to this question. The first response is that the no matter how small a piece you may have its volume is still not zero, so it can still be split, assuming that your fingers were small enough and you could apply enough force etc. We are assuming that the difficulty of actually holding the dust-like piece and cutting it is not an issue. The only issue is that it can be split although it might not be easy. The second response is that perhaps when you had things that were very small, for some reason, they just could not be split any further. There is no way to prove either of these two responses. Nature is either one way or the other and we have to make an assumption or hypothesis and choose between the two. The hypothesis that you cannot take a piece of material, like chalk, or anything else, and continue to break it down into ever smaller pieces by any technology (mechanical, chemical, electrical ect.) what-so-ever is known as la ATOMIC HYPOTHESIS.

The atomic hypothesis is probably one of the most important concepts known to science. Richard Feynmann, one of the greatest physicists of all time, stated the importance of the concept this way, "If, in some cataclysm, all of scientific knowledge were to be destroyed, and only one sentence passed on the next generations of creatures, what statement would contain the most information in the fewest words? I believe that it is the atomic hypothesis. ", (The Feynmann Lectures on Physics pg 1-2). If you have not figured it out by now you should know that atomic hypothesis will be on the test! And since you know this ahead of time the answer will of course be well thought out and in your own words!

The reason that the atomic hypothesis is so powerful is that in through this one concept, together with a few other simple assumptions, a tremendous diversity of physical phenomena can be explained. It is this ability of the hypothesis to organize and coordinate practically all of chemistry and much of physics under one theoretical framework that I want you to concentrate on for the test. I especially do not want you to say on the exam that atoms are made protons, electrons and neutrons! The need for that will come later.

To further illustrate the concept the very word "atom" itself is derived from the Greek word "atomos" which means "not cut", or indivisible. Look up the word in the dictionary to confirm this. It was the Greek philosopher, Leuippus and his pupil Democritus in the fifth century BCE who were the first to propose this into a formal theory to explain the things that they saw in the world. They believed that the objects in the world and even the world itself, are made of a large number of very small parts that were indestructible, or indivisible. These small parts were called atoms. According to their ideas these atoms have been around since the beginning of time to and assemble themselves to form everything form we see. For example, as a tree grows, atoms from the ground, air and water from rain, are added to the tree, atom by atom, to make it bigger. If a tree is chopped down and burned then its atoms, which cannot be destroyed by definition, simply scatter like a large number of tiny ball bearings to reassemble into something else. However, throughout the entire growing and burning process, the total number of atoms does not change. Atoms cannot be created or destroyed. They are simply rearranged. Notice that in this example the idea of protons or electrons never enters into discussion.

The "atomic" concept also plays a role in other areas besides chemistry. If you look at the words in an English dictionary every one of them is made from just twenty-six letters. The letters then are the "atoms" of the words since the letters cannot be split or cut in any meaningful way. If you take an assembled jigsaw puzzle and divide the jigsaw along the jigsaw cut lines you can "cut" the jigsaw into roughly two equal parts. If you keep on doing this the smallest part you can get (without using a knife or tearing which is cheating!) is just a single piece of the jigsaw puzzle. This piece like the letters is an "atom" of the puzzle. Thus the word atom is not restricted to just chemistry. In modern times the word bit and digital is just another word for "atom". The whole of current computer science is just the manipulation of bits. Computer graphics and image processing, as we will see later, it just the manipulation of the small little parts of a picture called pixels. If you look closely at the computer screen with a magnifying glass you can see the pixels, which are just the "atoms" of the images. As we shall also see, even light, is made up of small little parts called photons, which is just another word for "atoms" of light. Thus the word "atom" refers to a concept of an ultimate building block or particle from which everything else is constructed.

The story of the atomic hypothesis is far from complete. Today we have large machines called particle accelerators (but the older name of atom smashers if more apropos) that in fact can split atoms. These machines are thus splitting that which by definition cannot be split. That is why splitting the atom was considered such a big deal! However, what we are really doing is just redefining what we call the atom. The advent of nuclear technology merely allows us to go one level further in the splitting process. The parts that we split the old atoms into, elementary particles, simply become the new atoms! We will see later when we discuss the history of the early universe that the study of elementary particles and the quantum mechanics that the particles obey, will play a vital role in explaining our current view of our the universe as it appears to us today. But we really don’t know if what we today called elementary particles are truly elementary. Perhaps there is another technology that will allow us to go further. For now, like the Greeks, we have to make a hypothesis.


Biography

Maurizio Salaris studied physics at the ‘La Sapienza’ University in Rome and worked at the Institute of Space Astrophysics in Frascati (Italy), the Teramo Astronomical Observatory (Italy), the Institute of Space Studies of Catalonia (Spain), the Max Planck Institute for Astrophysics (Germany – as a Marie Curie Fellow). He has spent the last 23 years at the Astrophysics Research Institute of the Liverpool John Moores University (UK) where he holds the post of Professor of Stellar Astrophysics.