Astronomie

Pourquoi les étoiles de la pré-séquence principale montrent-elles du lithium en absorption ?

Pourquoi les étoiles de la pré-séquence principale montrent-elles du lithium en absorption ?

Cet article et cet article déclarent sans discussion que la présence d'absorption de lithium dans les étoiles qu'ils observent est une preuve solide que ces étoiles sont des étoiles de pré-séquence principale. Parce qu'ils déclarent cela sans aucune discussion ni justification, je suppose que c'est un fait communément connu et accepté. Le deuxième des deux articles déclare également, sans discussion ni justification, que certains ont observé une forte émission de H$alpha$ comme preuve que les étoiles étaient des étoiles de pré-séquence principale.

En cherchant sur Google, j'ai pu obtenir une réponse partielle sur la raison pour laquelle il en est ainsi. Les étoiles pré-séquence principale conservent leur lithium primordial lorsqu'elles s'effondrent, mais à un moment donné, lorsqu'elles deviennent des étoiles de la séquence principale, le lithium dans leurs photosphères est détruit par fusion avec des protons. Je n'ai rien trouvé décrivant pourquoi l'émission H$alpha$ est associée aux étoiles pré-séquence principale, autre que cela est connu depuis très longtemps (depuis au moins avant 1945).

je me demande

  • Qu'est-ce que le fait de devenir une étoile de la séquence principale qui provoque la fusion du lithium avec des protons près de la surface ?
  • À quelle vitesse le lithium est-il détruit, et cette destruction se produit-elle juste au moment où l'étoile entre dans la séquence principale ? Je me demande à quel point la présence d'absorption de lithium est précise pour dire si une étoile est entrée ou non dans la séquence principale.
  • Pourquoi l'émission H$alpha$ est-elle une caractéristique si importante des étoiles de la pré-séquence principale ?

Au fur et à mesure que les étoiles pré-séquence principale (PMS) se contractent vers la séquence principale, leurs noyaux deviennent plus chauds.

Le lithium est transformé en hélium par des réactions de capture de protons. Ceux-ci sont initiés dans le noyau à des températures avoisinant les 3 millions de K, soit beaucoup moins que pour la combustion d'hydrogène.

Dans le même temps, les étoiles PMS, ou du moins le type d'étoiles pré-séquence principale de faible masse auquel il est fait référence ici, sont entièrement convectives et cela mélange rapidement et efficacement la matière à l'intérieur de l'étoile.

Ainsi, la séquence des événements est que l'étoile PMS se contracte ; le noyau atteint $3 imes 10^{7}$ K à un moment donné avant la séquence principale ; Li est détruit par capture de protons ; le Li-appauvri est complètement mélangé avec le reste de l'étoile.

De cette façon, Li peut être détruit rapidement et totalement sur une échelle de temps qui dépend de la masse de l'étoile PMS. Il est aussi court que 10 Myr pour une étoile comme le Soleil, passant à environ 100 Myr pour une étoile de 0,1 M$_{odot}$.

C'est l'image de base, mais il y a une ride pour les étoiles avec $M>0.4M_{odot}$, où le noyau devient radiatif plutôt que convectif avant que ils atteignent la séquence principale, mais après La combustion du Li a commencé. Le noyau radiatif pousse vers l'extérieur et sa base descend alors en dessous de $3 imes 10^{6}$ K. Cela signifie que bien que la destruction du Li soit complète dans le noyau, au moins un peu de Li peut être conservé dans les couches externes de ces étoiles.

Li est donc une fonction extrêmement compliquée de l'âge et de la masse. Mais aux fins d'identification faible masse Étoiles PMS, nous pouvons clairement dire que tout ce qui montre de fortes signatures de lithium est probablement inférieur à 100 millions d'années s'il est inférieur à environ 0,5 M$_{odot}$ (ou de manière équivalente est une étoile de type K ou M).

Si vous voulez beaucoup plus de détails, consultez mon article de synthèse sur l'épuisement du lithium de la séquence pré-principale.

L'émission H$alpha$ des étoiles PMS est liée à leur jeunesse. Elle peut survenir de deux manières. Le premier est associé à l'accrétion d'un disque circumstellaire. Ceci est causé par le gaz tombant du disque sur l'étoile et s'échauffant. L'émission H alpha peut être très forte et très élargie au Doppler ($>300$ km/s). Comme les disques pré-séquence principale ne survivent que pendant 10 millions d'années ou moins, il s'agit alors d'une signature très claire d'une étoile pré-séquence principale.

D'un autre côté, les jeunes étoiles qui ont perdu leurs disques présentent également une émission H$alpha$ forte (mais pas aussi forte que l'émission liée à l'accrétion) causée par le chauffage magnétique non radiatif de leurs chromosphères. Cette activité magnétique est associée à des étoiles convectives à rotation rapide. Les étoiles pré-séquence principale possèdent ces deux propriétés. Ainsi, les étoiles PMS doivent présenter une émission H$alpha$ quelconque.


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La galaxie Whirlpool, également connue sous le nom de M51, est une galaxie spirale située à environ 23 millions d'années-lumière de la Terre. Ses interactions avec la galaxie naine jaunâtre NGC 5195 intéressent les astronomes car les galaxies sont suffisamment proches de la Terre pour être bien étudiées.

Il y a des décennies, les astronomes ne pouvaient pas dire si ces deux galaxies se croisaient, mais la radioastronomie a fourni aux astronomes des données importantes décrivant leurs interactions. En utilisant ces données, les astronomes ont simulé l'interaction. NGC 5195 est venu de l'arrière puis a traversé le disque principal de M51 il y a environ 500 à 600 millions d'années. La galaxie naine a de nouveau traversé le disque il y a entre 50 et 100 millions d'années et se trouve maintenant légèrement derrière M51. Ces interactions semblent avoir intensifié les bras spiraux qui sont la caractéristique dominante de la galaxie Whirlpool.

Les astronomes peuvent se renseigner sur des objets incroyablement éloignés de la Terre à l'aide de télescopes qui détectent toutes les longueurs d'onde du spectre électromagnétique. Imaginez ce que Galilée ferait s'il pouvait voir les images et les données dont les astronomes disposent actuellement.


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Vestiges stellaires

Matière dégénérée

La première règle est que seules certaines énergies sont autorisées dans un espace étroitement confiné. Les particules sont disposées en niveaux d'énergie comme les barreaux d'une échelle d'énergie. Dans le gaz ordinaire, la plupart des niveaux d'énergie ne sont pas remplis et les particules sont libres de se déplacer. Mais dans un gaz dégénéré, tous les niveaux d'énergie inférieurs sont remplis. La deuxième règle est que seules deux particules peuvent partager le même niveau d'énergie dans un volume donné à la fois. Pour les naines blanches, les particules dégénérées sont les électrons. Pour les étoiles à neutrons, les particules dégénérées sont des neutrons. La troisième règle est que la distance à laquelle les particules peuvent être espacées dépend inversement sur leurs masses. Les électrons sont plus espacés dans un gaz d'électrons dégénéré que les neutrons dans un gaz de neutrons dégénéré parce que les électrons sont beaucoup moins massifs que les neutrons.

    Les particules dégénérées (électrons ou neutrons) sont verrouillées en place parce que toutes les coquilles de basse énergie sont remplies. La seule façon dont ils peuvent se déplacer est d'absorber suffisamment d'énergie pour atteindre les coquilles énergétiques supérieures. C'est difficile faire! La compression d'un gaz dégénéré nécessite une modification des mouvements de la particule dégénérée. Mais cela demande BEAUCOUP d'énergie. Les particules dégénérées n'ont pas d'espace pour les coudes et leur bousculade résiste fortement à la compression. Le gaz dégénéré est comme de l'acier trempé !

Naines Blanches

Parce que le noyau a à peu près la masse du Soleil comprimé à quelque chose de la taille de la Terre, la densité est énorme : environ 10 6 fois plus dense que l'eau (un volume de cube de sucre de gaz nain blanc a une masse > 1 voiture) ! Un noyau de masse plus élevée est comprimé à un rayon plus petit, de sorte que les densités sont encore plus élevées. Malgré les densités énormes et les électrons « rigides », les neutrons et les protons ont de la place pour se déplacer librement --- ils ne sont pas dégénérés.

Les naines blanches brillent simplement par la libération de la chaleur laissée lorsque l'étoile produisait encore de l'énergie à partir de réactions nucléaires. Il n'y a plus de réactions nucléaires qui se produisent donc la naine blanche se refroidit à partir d'une température initiale d'environ 100 000 K. La naine blanche perd rapidement de la chaleur en se refroidissant d'abord à 20 000 K en seulement 100 millions d'années environ, mais ensuite la vitesse de refroidissement ralentit : il faut environ 800 millions d'années supplémentaires pour se refroidir à 10 000 K et encore 4 à 5 milliards d'années pour se refroidir à la température du Soleil de 5 800 K.

Leur vitesse de refroidissement et la distribution de leurs températures actuelles peuvent être utilisées pour déterminer l'âge de notre galaxie ou d'anciens amas d'étoiles contenant des naines blanches. Cependant, leur petite taille les rend extrêmement difficiles à détecter. Parce qu'il est au-dessus de l'atmosphère, le télescope spatial Hubble peut détecter ces petites étoiles mortes dans d'anciens amas d'étoiles proches appelés amas globulaires. L'analyse des naines blanches peut fournir un moyen indépendant de mesurer les âges des amas globulaires et fournir une vérification de leurs âges très anciens dérivés de l'ajustement de la séquence principale. Sélectionnez l'image ci-dessous pour l'agrandir.

Novae et supernovae de type I

Finalement, l'hydrogène gazeux devient suffisamment dense et chaud pour que les réactions nucléaires commencent. Les réactions se produisent à une vitesse explosive. L'hydrogène gazeux est soufflé vers l'extérieur pour former une enveloppe de gaz chaud en expansion. La coquille de gaz chaud produit soudainement beaucoup de lumière. Depuis la Terre, on dirait qu'une nouvelle étoile est apparue dans notre ciel. Les premiers astronomes les appelaient novae (``nouveau'' en latin). On sait maintenant qu'elles sont causées par de vieilles étoiles mortes. Le spectre d'une nova montre des raies d'absorption décalées vers le bleu montrant qu'un gaz chaud et dense se dilate vers nous à quelques milliers de kilomètres par seconde. Le continuum provient du gaz dense chaud et les raies d'absorption proviennent de la surface de densité inférieure du nuage en expansion. Après quelques jours, le gaz s'est suffisamment dilaté et aminci pour ne produire que des raies d'émission décalées vers le bleu.

Après l'éclatement de la nova, le gaz de l'étoile normale recommence à s'accumuler à la surface de la naine blanche. Un système binaire peut avoir des rafales de nova répétitives. Si suffisamment de masse s'accumule sur la naine blanche pour la pousser au-dessus de la limite de la masse solaire de 1,4, les électrons dégénérés ne pourront pas empêcher la gravité de faire s'effondrer le noyau mort. L'effondrement est soudain et chauffe les noyaux de carbone et d'oxygène laissés par la phase de géante rouge de l'étoile morte à des températures suffisamment élevées pour la fusion nucléaire. Le carbone et l'oxygène fusionnent rapidement pour former des noyaux de silicium. Les noyaux de silicium fusionnent pour créer des noyaux de nickel. Une énorme quantité d'énergie est libérée très rapidement avec une telle puissance que la naine blanche se fait exploser. Cette explosion est appelée supernova de type I pour les distinguer de la supernova (appelée supernova de type II) qui se produit lorsque le noyau de fer d'une étoile massive implose pour former une étoile à neutrons ou un trou noir. Les supernovae de type I sont plusieurs fois plus lumineuses que les supernovae de type II.

Étoiles à neutrons

Les neutrons sont dégénérés et leur pression (appelée pression de dégénérescence des neutrons) empêche un effondrement supplémentaire. Les étoiles à neutrons font environ 30 kilomètres de diamètre, donc leurs densités sont bien plus grandes que même les densités incroyables des naines blanches : 2 à 10 14 fois la densité de l'eau (la valeur d'un cube de sucre a une masse = masse de l'humanité) ! Récemment, le télescope spatial Hubble a pu imager l'un de ces très petits objets. Il est montré dans la figure ci-dessous (la flèche pointe vers elle). Même si elle est supérieure à 660 000 K, l'étoile à neutrons est proche de la limite des détecteurs de HST car elle mesure au maximum 27 kilomètres de diamètre.

Pulsars

Les étoiles variables normales changent leur luminosité en changeant leur taille et leur température. La densité de l'étoile détermine la période de pulsation --- les étoiles plus denses pulsent plus rapidement que les variables de faible densité. Cependant, les étoiles normales et les naines blanches ne sont pas assez denses pour pulser à des vitesses inférieures à une seconde. Les étoiles à neutrons pulseraient trop rapidement en raison de leur énorme densité. Un objet en rotation rapide avec un point lumineux dessus pourrait produire des flashs rapides. Les étoiles normales et les naines blanches ne peuvent pas tourner assez vite parce qu'elles n'ont pas assez de gravité pour se maintenir ensemble, elles se sépareraient. Les étoiles à neutrons sont assez compactes et assez fortes pour tourner aussi vite. Le pulsar au centre de la nébuleuse du Crabe tourne 30 fois par seconde. C'est l'étoile de gauche des deux étoiles brillantes au centre de l'image du télescope spatial Hubble (cadre de droite). Sélectionnez l'image pour afficher une vue agrandie de l'image composite.

Un autre indice vient de la longueur de chaque impulsion elle-même. Chaque impulsion dure environ 1/1000e de seconde (le temps entre impulsions est la période mentionnée ci-dessus). Un principe important en science est qu'un objet ne peut pas changer sa luminosité plus rapidement qu'il ne faut à la lumière pour traverser son diamètre. Même si l'objet pouvait s'illuminer comme par magie partout simultanément, il faudrait plus de temps à la lumière du côté éloigné de l'objet pour vous atteindre que du côté proche. Le changement de luminosité observé serait étalé sur un intervalle de temps égal au temps qu'il faudrait à la lumière du côté éloigné de l'objet pour se déplacer vers le côté proche de l'objet. Si l'objet ne s'éclaircit pas partout simultanément, alors un plus petit objet pourrait produire une impulsion dans le même intervalle. L'échelle de temps de fluctuation de la luminosité donne maximum taille d'un objet.

Le 1/1000ème de seconde sursaut d'énergie signifiait que les pulsars ont au plus (300 000 kilomètres/seconde) (1/1000 seconde) = 300 kilomètres de diamètre. C'est trop petit pour les étoiles normales ou les naines blanches, mais bien pour les étoiles à neutrons. Lorsque les étoiles à neutrons se forment, elles tourneront rapidement et auront des champs magnétiques très FORTS (10 9 - 10 12 fois ceux du Soleil). Le champ magnétique est le champ magnétique relique des étapes précédentes de la vie de l'étoile. Le champ magnétique est gelé dans l'étoile, donc lorsque le noyau s'effondre, le champ magnétique est également comprimé. Le champ magnétique devient très concentré et beaucoup plus fort qu'avant.

Pourquoi les étoiles à neutrons seraient-elles des rotateurs rapides ? Conservation du moment cinétique ! Tout comme une patineuse en rotation peut tourner très vite en serrant ses bras et ses jambes autour du centre de son corps, une étoile tournera plus vite lorsqu'elle rapprochera son matériau de son centre. Le moment cinétique d'un objet = sa masse sa vitesse de rotation équatoriale son rayon. La masse reste constante. Afin de maintenir le moment angulaire constant, la vitesse de rotation doit augmenter si le rayon diminue. Cela gardera le produit de la vitesse d'essorage et du rayon à la même valeur. Une étoile géante rouge à rotation lente aura le même moment angulaire lorsqu'elle deviendra une petite étoile à neutrons à rotation rapide. Voir l'annexe Momentum angulaire pour d'autres exemples.

Modèle de phare

Les lignes de champ magnétique de l'étoile à neutrons convergent vers les pôles magnétiques, de sorte que les charges se concentrent et qu'un cône étroit de rayonnement non thermique est projeté vers l'extérieur. Si le faisceau passe devant la Terre, vous voyez un éclair de lumière. Cependant, étant donné le large éventail d'angles que les pôles magnétiques pourraient être alignés dans l'espace, il est plus probable que le faisceau manquera la Terre. Il y a probablement beaucoup plus de pulsars qui ne peuvent pas être détectés parce que leurs faisceaux ne traversent pas notre champ de vision.

L'énergie du faisceau de rayonnement non thermique provient de l'énergie de rotation du pulsar. Étant donné que l'énergie lumineuse s'échappe, la production du faisceau d'énergie vole l'énergie du pulsar de sorte que la rotation du pulsar ralentit (le moment angulaire ne lentement diminuer). Une autre façon équivalente de visualiser le processus est la 3ème loi du mouvement de Newton. Le champ magnétique exerce une force sur les particules chargées, les accélérant. Les particules chargées exercent une force de réaction sur le champ magnétique qui le ralentit et le pulsar vers le bas. Finalement, le pulsar meurt lorsque l'étoile à neutrons tourne trop lentement (périodes de plusieurs secondes) pour produire les faisceaux de rayonnement.

De temps en temps, un « problème » apparaît dans la fréquence du pouls d'un pulsar. Le pulsar augmente soudainement sa vitesse de rotation. La cause est que l'étoile à neutrons rétrécit soudainement d'environ 1 millimètre. La vitesse de rotation augmente soudainement pour conserver le moment cinétique.

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dernière mise à jour : 07 novembre 1998

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En avant jusqu'au bord

Désolé, nous sommes en retard, nous devions juste prendre le temps de évoluer ce post. C'est vrai, nous sommes ici pour discuter de la première étape de l'évolution d'une étoile ! Dans l'une de mes nombreuses analogies tordues, j'ai dit que les étoiles sont comme les gens. Nous avons donc les premiers stades de la vie d'une star ! Tout comme la façon dont les gens ont des bébés et des adolescents, nous avons le sujet de la formation des étoiles et des nébuleuses (encore une fois, des analogies tordues, mais je pense que nous pouvons tous faire face aux jeux de mots et à toute mauvaise humeur présentée ici).

Milieu interstellaire (ISM) est littéralement “le truc entre les étoiles”. Et par trucs, nous entendons le gaz et la poussière que les étoiles forment à partir de, et souvent, crachent dans l'espace au cours de leur vie à travers des vents stellaires ou des supernovae. Sans surprise, l'hydrogène constitue la majeure partie de l'ISM sous forme de HI (neutre), HII (ionisé) ou H2 (moléculaire), et l'hélium constitue la majeure partie du reste. Il est difficile de détecter l'hydrogène neutre car son électron unique est dans l'état fondamental, il ne peut donc pas sauter d'un niveau d'énergie pour libérer un rayonnement, et il est rare qu'un photon de la bonne énergie se présente pour augmenter l'électron à une énergie plus élevée. niveau. Cependant, les astronomes peuvent toujours détecter HI en utilisant le ligne de 21 cm. Cela repose sur le fait que les électrons et les protons ont tous deux un spin quantique. Un atome d'hydrogène a légèrement moins d'énergie lorsqu'il tourne dans des directions opposées que lorsqu'il tourne dans la même direction - le photon correspondant à cette différence d'énergie a une longueur d'onde de, vous l'aurez deviné, 21 cm.

Bien qu'elle ne représente pas un grand pourcentage de l'ISM, la poussière bloque la lumière et la fait rougir, car les longueurs d'onde plus longues sont moins susceptibles d'interagir avec les grains de poussière. On le trouve parfois sous forme de Hydrocarbures Aromatiques Polycycliques (HAP), qui sont des hydrocarbures relativement complexes avec des structures cycliques. Pourquoi mentionnons-nous les HAP? Pas pour une raison importante, ils sont juste pensés pour être nécessaire à la vie (même si nous les considérons comme des cancérigènes effrayants ici sur Terre).

Ainsi, nous commençons notre évolution avec des trucs. C'est quoi ce truc ? Oh, diverses choses. Hydrogène, hélium, lithium… Oui, le lithium existerait en fait, mais nous l'ignorerons jusqu'à un peu plus tard dans le post. Mais nous avons juste des trucs, de quoi avons-nous besoin pour faire une star ? Eh bien, ce truc, à ce stade formant un nébuleuse, signifiant littéralement nuage, n'est pas condensé.

Envolez-vous comme une nébuleuse de l'Aigle (oui, les nébuleuses sont jolies). Crédit : Jeff Hester et Paul Scowen (Université d'État de l'Arizona) et NASA. De http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_formation.html

Avant d'aller plus loin, notons qu'il existe plusieurs sortes de nébuleuses.Réflexion, émission, absorption/obscurité, planétaire, restes de supernova, les gens appelaient aussi les galaxies et les amas d'étoiles des nébuleuses. Notez que cet article traitera régions de formation d'étoiles ou des complexes de nuages, il n'y aura donc pas de SNR ou de nébuleuses planétaires car ils ne s'appliquent pas vraiment au début d'une étoile. Nébuleuses d'émission se forment lorsque les molécules de gaz sont excitées (oui, vous êtes également excité) par le rayonnement d'une étoile voisine et libèrent un rayonnement, elles sont généralement de couleur rouge en raison de leur teneur en hydrogène. Nébuleuses par réflexion se produisent lorsque la lumière des étoiles n'a pas assez d'énergie pour exciter les électrons et se reflète simplement sur les particules de poussière (généralement bleue car la lumière de longueur d'onde plus courte est plus facile à diffuser). Ces deux types de nébuleuses signalent les régions de formation d'étoiles. Nébuleuses d'absorption, ou nébuleuses sombres, apparaissent "sombres" car elles sont constituées de nuages ​​​​de poussière relativement denses qui bloquent simplement la lumière derrière eux. Et pourquoi les étudier ? Eh bien, ils sont sombres pour un. Alors oui, ils bloquent la lumière, c'est ennuyeux ! Heureusement, nous avons quelques idées sur la façon dont ils bloquent la lumière, mais si nous ne le faisions pas, ce serait une véritable nuisance. Mais alors, que pourraient-ils impliquer d'autre (vous savez, puisque l'astronomie ne peut tout simplement pas laisser quelque chose tel quel) ? Eh bien, il y a ces choses connues sous le nom Bok globules. Ce sont de plus petites nébuleuses sombres qui sont également des régions de formation d'étoiles dans les régions HII, et elles peuvent également faire allusion à une formation d'étoiles en général car elles peuvent se trouver dans des nuages ​​moléculaires.

L'une des nébuleuses sombres les plus célèbres du ciel. Crédit : NASA

Barnard 68-l'autre tache la plus célèbre de trucs noirs dans le ciel qui est en fait des trucs. Crédit : NASA et cfa.harvard.edu/COMPLETE

Thackeray’s globule-l'autre autre tache la plus célèbre de substance noire dans le ciel indiquant la formation d'étoiles. Oui pour les globules Bok ! Crédit : TVH et cfa.harvard.edu/COMPLETE/

Mais revenons aux étoiles. Pour qu'une étoile se forme, une partie du nuage de gaz doit augmenter en densité à un point tel qu'elle s'effondre sous sa propre gravité. Soit une turbulence aléatoire à l'intérieur du nuage de gaz lui-même peut atteindre cette densité critique, soit une source extérieure, telle qu'une collision avec un autre nuage de gaz ou des ondes de choc d'une supernova voisine, peut être impliquée. L'astronome James Jeans a dérivé une équation pour montrer la masse minimale nécessaire pour qu'un nuage d'un certain rayon s'effondre. Jeans de masse. Cependant, la masse de Jeans néglige la pression de gaz externe (qui est prise en compte par la masse de Bonner-Ebert) ainsi que plusieurs autres facteurs qui peuvent influencer l'effondrement. Le nuage de gaz initial se fragmente en plusieurs morceaux, pour des raisons que nous ne comprenons pas encore tout à fait, et ces morceaux peuvent se fragmenter davantage jusqu'à ce que leur densité soit si grande qu'ils continuent de s'effondrer. Et vous l'avez deviné, cela s'appelle fragmentation! Celles-ci sont importantes car elles peuvent former des étoiles binaires et relier des amas de nombreuses étoiles, les deux étant très utiles. La fragmentation elle-même s'arrête et change en raison des différences de densité et d'énergie rayonnée au fur et à mesure que l'effondrement se produit. En dehors de cela, les facteurs influençant les protoétoiles sont principalement les mouvements (rotationnels ou angulaires) et magnétiques en dehors des atomes.

Et pour renforcer la fascination, ajoutons quelques facteurs supplémentaires. Comme nous l'avons dit, il y a la rotation et les champs magnétiques. Il existe également des différences de densité. Un autre facteur ? Eh bien, un événement courant est de voir des vents stellaires provenant d'étoiles massives souffler ou ioniser la protoétoile de telle sorte qu'elles s'érodent. Alors, qu'obtenons-nous de ces complications? Lignes de naissance ! Oui, ils sont vraiment comme les humains, enfin pas du tout en fait, car ce sont en fait des lignes pour le début de l'évolution des protoétoiles.

De plus, les étoiles massives peuvent ne pas se former à partir de grandes quantités de masse qui s'effondrent, mais à partir de plusieurs étoiles plus petites qui se réunissent parce que la température élevée, la luminosité et le rayonnement associés aux grandes étoiles sont considérés comme difficiles à atteindre par effondrement. Mais cela peut ne pas être nécessaire car la masse peut tomber dans un disque d'accrétion (un disque accumulé de matière) autour de l'étoile. Cela pourrait alors faire croître une étoile massive, et elle ne serait pas entièrement ionisée, ce qui pourrait empêcher l'effondrement.

“Un nuage interstellaire typique est soutenu contre l'effondrement par des mouvements turbulents internes.”

"Une fois qu'un tel nuage est "basculé au-dessus du bord" et commence à s'effondrer, il atteint un état où la gravité peut rassembler le gaz pour former des "noyaux" denses. “

"Ces noyaux continuent de s'effondrer, se fragmentant souvent davantage, jusqu'à ce qu'ils forment des amas de la taille d'étoiles". Pour montrer ce que nous avons expliqué jusqu'à présent. Crédit pour les trois photos ci-dessus : ircamera.as.arizona.edu et Matthew Bate

Alors, sommes-nous déjà dans une étoile ? Non, nous avons encore du chemin à parcourir. Vous voyez, comme nous l'avons dit, les étoiles évoluent, comme la vie en théorie, mais nous pouvons les suivre beaucoup mieux (vous voyez, les étoiles sont tellement plus stellaires que d'autres choses). Des pistes disons-nous ? Oui, des pistes évolutives en fait ! Ces courbes montrent des pistes majeures pour différentes étoiles de masse. L'énergie produite pendant cette période est créée à partir de matériaux qui tombent si vite qu'ils deviennent supersoniques et ont ce qu'on appelle un front de choc, ce qui signifie essentiellement que nous obtenons tout ce mélange de choses très rapides qui le ralentissent au point où l'énergie est libérée. Une autre remarque est que la matière s'accumule ou s'accumule (oui, c'est un mot qui sera utilisé de nombreuses fois) autour de l'étoile lorsqu'elle s'effondre. En fait, l'effondrement qui se produit semble provenir de sources infrarouges qui apparaissent dans les globules de Bok.

D'accord, mais maintenant qu'avons-nous ? Eh bien, nous dirons simplement qu'à ce stade, nous avons une protostar. Celui-ci s'effondre à travers le Mécanisme Kelvin-Helmholtz de contraction gravitationnelle qui peut libérer de l'énergie potentielle sous forme de chaleur, expliquant la lumière que nous voyons d'une protoétoile. Aller de l'avant, nous avons le oh si important Piste Hayashi! En fait, Hayashi a fait beaucoup de choses avec ces premières stars, mais commençons par ça. La piste Hayashi montre que pour une protoétoile qui s'effondre, l'opacité d'une étoile augmente à partir d'une légère ionisation de l'hydrogène. Il en résulte une convection dans l'enveloppe, qu'il a réussi à montrer sous la forme d'une ligne verticale sur le diagramme H-R. Cette ligne montre que l'effondrement finit par diminuer la luminosité et augmenter la température. La meilleure partie de cette piste? Il interdit en fait la formation de certains types d'étoiles, ce qui aide grandement notre recherche de formation d'étoiles.

Après tout cela et quelques modélisations, nous obtenons ce qu'on appelle pistes évolutives pré-séquence principale. Ce sont essentiellement plus de pistes pour voir l'évolution des étoiles. Fait intéressant, un noyau et une zone convective commencent à se former à ce stade, ce qui peut permettre une légère fusion à travers la chaîne PP et le cycle CNO, mais pas assez pour vraiment arrêter l'effondrement. Cela peut produire une légère expansion telle que la luminosité diminuerait en fait légèrement. Dans les étoiles de masse inférieure, le carbone ne peut généralement pas être brûlé, donc plus tard dans la vie, le cycle CNO ne se produirait pas vraiment autant, mais dans les protoétoiles massives, il est légèrement différent puisque le cycle CNO serait plus dominant. Alors, qu'est-ce que cela montre? Fondamentalement, cette masse compte.

Nous couvrirons les types d'objets de la séquence pré-principale et plus de formation d'étoiles dans la partie II.

TLDR – Les étoiles se forment à partir du milieu interstellaire, des nuages ​​massifs de gaz et de poussière. Un nuage de gaz devient plus dense dans une zone, qui s'effondre sous sa propre gravité et se fragmente également pour former plusieurs protoétoiles. Ces étoiles pas tout à fait suivent des pistes évolutives au fur et à mesure qu'elles évoluent vers la séquence principale sur le diagramme H-R. Et quel est fondamentalement le facteur le plus important ? Masse. Cette étape initiale est importante pour comprendre où chercher les types d'étoiles et d'événements, pour comprendre les processus dans les étoiles et pour aider à mieux interpréter le fonctionnement de l'univers.

Formation d'étoiles (ces sites couvrent la plupart des postes de formation d'étoiles en général, c'est pourquoi ce n'est pas tellement divisé)

Carroll et Ostlie, Une introduction à l'astrophysique moderne, 2e édition (pages 398-445)


Pourquoi les étoiles de la pré-séquence principale montrent-elles du lithium en absorption ? - Astronomie

LE SPECTRE D'ÉMISSION D'HYDROGÈNE ATOMIQUE

Cette page présente le spectre d'émission d'hydrogène atomique, montrant comment il résulte des mouvements d'électrons entre les niveaux d'énergie au sein de l'atome. Il examine également comment le spectre peut être utilisé pour trouver l'énergie d'ionisation de l'hydrogène.

Qu'est-ce qu'un spectre d'émission ?

Observation du spectre d'émission de l'hydrogène

Un tube à décharge d'hydrogène est un tube mince contenant de l'hydrogène gazeux à basse pression avec une électrode à chaque extrémité. Si vous mettez une haute tension à travers cela (disons, 5000 volts), le tube s'allume avec une lueur rose vif.

Si la lumière passe à travers un prisme ou un réseau de diffraction, elle est divisée en ses différentes couleurs. Ce que vous verriez est une petite partie du spectre d'émission d'hydrogène. La majeure partie du spectre est invisible à l'œil car il est soit dans l'infrarouge, soit dans l'ultraviolet.

La photographie montre une partie d'un tube à décharge d'hydrogène à gauche et les trois raies les plus facilement visibles dans la partie visible du spectre à droite. (Ignorez le "smearing" - en particulier à gauche de la ligne rouge. Cela est dû à des défauts dans la façon dont la photographie a été prise. Voir la note ci-dessous.)

Noter: Cette photographie est une gracieuseté du Dr Rod Nave du Département de physique et d'astronomie de la Georgia State University, Atlanta. La photographie provient de notes sur le spectre de l'hydrogène dans ses pages HyperPhysics sur le site de l'Université. Si vous êtes intéressé par plus qu'une introduction au sujet, c'est un bon endroit où aller.

Idéalement, la photo montrerait trois raies spectrales nettes - bleu foncé, cyan et rouge. Le maculage rouge qui apparaît à gauche de la ligne rouge, et d'autres maculages similaires (beaucoup plus difficiles à voir) à gauche des deux autres lignes proviennent probablement, selon le Dr Nave, de reflets parasites dans l'installation, ou peut-être de défauts dans le réseau de diffraction. J'ai quand même choisi d'utiliser cette photographie parce que a) je pense que c'est une image époustouflante, et b) c'est la seule que j'aie jamais rencontrée qui inclut un tube à décharge d'hydrogène et son spectre dans la même image.

Extension du spectre d'émission de l'hydrogène dans l'UV et l'IR

Il y a beaucoup plus dans le spectre de l'hydrogène que les trois raies que vous pouvez voir à l'œil nu. Il est également possible de détecter des motifs de raies dans les régions ultraviolettes et infrarouges du spectre.

Celles-ci se répartissent en un certain nombre de "séries" de lignes nommées d'après la personne qui les a découvertes. Le diagramme ci-dessous montre trois de ces séries, mais il y en a d'autres dans l'infrarouge à gauche de la série Paschen montrée dans le diagramme.

Le schéma est assez compliqué, nous allons donc l'examiner petit à petit. Regardez d'abord la série Lyman sur la droite du diagramme - c'est la plus étendue et la plus facile à voir ce qui se passe.

Noter: L'échelle de fréquence est indiquée en pHz - c'est le pétaHertz. Vous connaissez les préfixes comme kilo (qui signifie mille ou 10 3 fois) et méga (qui signifie un million ou 10 6 fois). Peta signifie 10 15 fois. Ainsi, une valeur comme 3 PHz signifie 3 x 10 15 Hz. Si vous vous inquiétez de "Hertz", cela signifie simplement "cycles par seconde".

La série Lyman est une série de lignes dans l'ultra-violet. Notez que les lignes se rapprochent de plus en plus à mesure que la fréquence augmente. Finalement, ils se rapprochent tellement qu'il devient impossible de les voir comme autre chose qu'un spectre continu. C'est ce que suggère la partie ombrée à l'extrémité droite de la série.

Puis à un moment donné, connu sous le nom de limite de série, la série s'arrête.

Si vous regardez maintenant la série Balmer ou la série Paschen, vous verrez que le motif est le même, mais les séries sont devenues plus compactes. Dans la série Balmer, notez la position des trois lignes visibles de la photographie en haut de la page.

Tout compliquer - fréquence et longueur d'onde

Vous trouverez souvent le spectre de l'hydrogène dessiné en utilisant les longueurs d'onde de la lumière plutôt que les fréquences. Malheureusement, en raison de la relation mathématique entre la fréquence de la lumière et sa longueur d'onde, vous obtenez deux vues complètement différentes du spectre si vous le tracez en fonction de la fréquence ou de la longueur d'onde.

La relation entre la fréquence et la longueur d'onde

La relation mathématique est :

Réorganiser cela donne des équations pour la longueur d'onde ou la fréquence.

Cela signifie qu'il existe une relation inverse entre les deux - une fréquence élevée signifie une faible longueur d'onde et vice versa.

Noter: Vous trouverez parfois la fréquence étant donné le symbole beaucoup plus évident, f.

Dessiner le spectre de l'hydrogène en termes de longueur d'onde

Voici à quoi ressemble le spectre si vous le tracez en termes de longueur d'onde au lieu de fréquence :

. . . et juste pour vous rappeler à quoi ressemble le spectre en termes de fréquence :

Est-ce déroutant ? Eh bien, je trouve cela extrêmement déroutant! Alors, que faites-vous à ce sujet ?

Pour le reste de cette page je vais seul regardez le spectre tracé en fonction de la fréquence, car il est beaucoup plus facile de le relier à ce qui se passe dans l'atome. Sachez que le spectre est différent selon la façon dont il est tracé, mais, à part cela, ignorez la version de longueur d'onde à moins qu'il ne soit évident que vos examinateurs le souhaitent. Si vous essayez d'apprendre les deux versions, vous ne ferez que les embrouiller !

Noter: Les programmes ne seront probablement pas très utiles à ce sujet. Vous devez examiner les anciens papiers et les schémas de notation.

Si vous préparez un examen basé au Royaume-Uni et que vous n'avez pas ces éléments, vous pouvez découvrir comment les obtenir en vous rendant sur la page des programmes.

Expliquer le spectre d'émission de l'hydrogène

Les équations de Balmer et Rydberg

Grâce à une perspicacité mathématique étonnante, en 1885, Balmer a proposé une formule simple pour prédire la longueur d'onde de l'une des raies de ce que nous connaissons maintenant sous le nom de série de Balmer. Trois ans plus tard, Rydberg a généralisé cela de sorte qu'il était possible de calculer les longueurs d'onde de n'importe laquelle des raies du spectre d'émission d'hydrogène.

Ce que Rydberg a proposé était :

RH est une constante connue sous le nom de Constante de Rydberg.

m1 et n2 sont des entiers (nombres entiers). m2 doit être supérieur à n1. En d'autres termes, si n1 est, disons, 2 alors n2 peut être n'importe quel nombre entier compris entre 3 et l'infini.

Les différentes combinaisons de nombres que vous pouvez insérer dans cette formule vous permettent de calculer la longueur d'onde de l'une des raies du spectre d'émission d'hydrogène - et il existe un accord étroit entre les longueurs d'onde que vous obtenez en utilisant cette formule et celles trouvées en analysant un spectre réel .

Noter: Si vous tombez sur une version de l'équation originale de Balmer, cela ne ressemblera pas à ça. Dans l'équation de Balmer, n1 est toujours 2 - car cela donne les longueurs d'onde des raies dans la partie visible du spectre, ce qui l'intéressait. Son équation d'origine était également organisée différemment. La version moderne montre plus clairement ce qui se passe.

Vous pouvez également utiliser une version modifiée de l'équation de Rydberg pour calculer la fréquence de chacune des lignes. Vous pouvez calculer cette version à partir de l'équation précédente et de la formule reliant la longueur d'onde et la fréquence plus haut dans la page.

Noter: Vous pouvez rencontrer des versions de l'équation de Rydberg où le n1 et n2 sont l'inverse, ou ils peuvent même être échangés contre des lettres comme m et n. Quelle que soit la version que vous utilisez, le plus grand nombre doit toujours être celui en bas du terme de droite - celui que vous enlevez. Si vous les faites à l'envers, c'est immédiatement évident si vous commencez à faire un calcul, car vous vous retrouverez avec une réponse négative !

L'origine du spectre d'émission d'hydrogène

Les raies du spectre d'émission d'hydrogène forment des motifs réguliers et peuvent être représentées par une équation (relativement) simple. Chaque ligne peut être calculée à partir d'une combinaison de nombres entiers simples.

Pourquoi l'hydrogène émet-il de la lumière lorsqu'il est excité en étant exposé à une haute tension et quelle est la signification de ces nombres entiers ?

Quand rien ne l'excite, l'électron de l'hydrogène est dans le premier niveau d'énergie - le niveau le plus proche du noyau. Mais si vous fournissez de l'énergie à l'atome, l'électron est excité à un niveau d'énergie plus élevé - ou même complètement retiré de l'atome.

La haute tension dans un tube à décharge fournit cette énergie. Les molécules d'hydrogène sont d'abord décomposées en atomes d'hydrogène (d'où le atomique spectre d'émission d'hydrogène) et les électrons sont ensuite promus à des niveaux d'énergie plus élevés.

Supposons qu'un électron particulier soit excité dans le troisième niveau d'énergie. Cela aurait tendance à perdre à nouveau de l'énergie en retombant à un niveau inférieur. Il pourrait le faire de deux manières différentes.

Il pourrait retomber complètement au premier niveau, ou il pourrait retomber au deuxième niveau - et ensuite, dans un deuxième saut, jusqu'au premier niveau.

Lier des sauts d'électrons particuliers à des raies individuelles du spectre

Si un électron tombe du niveau 3 au niveau 2, il doit perdre une quantité d'énergie exactement la même que l'écart énergétique entre ces deux niveaux. Cette énergie que l'électron perd sort sous forme de lumière (où la "lumière" inclut les UV et IR ainsi que le visible).

Chaque fréquence de la lumière est associée à une énergie particulière par l'équation :

Plus la fréquence est élevée, plus l'énergie de la lumière est élevée.

Si un électron tombe du niveau 3 au niveau 2, une lumière rouge apparaît. C'est l'origine de la raie rouge dans le spectre de l'hydrogène. En mesurant la fréquence de la lumière rouge, vous pouvez calculer son énergie. Cette énergie doit être exactement la même que l'écart énergétique entre le niveau 3 et le niveau 2 dans l'atome d'hydrogène.

La dernière équation peut donc être réécrite comme une mesure de l'écart d'énergie entre deux niveaux d'électrons.

La plus grande chute d'énergie possible produira donc la raie de fréquence la plus élevée du spectre. La plus grande chute sera du niveau infini au niveau 1. (La signification du niveau infini sera précisée plus tard.)

Les prochains diagrammes sont en deux parties - avec les niveaux d'énergie en haut et le spectre en bas.

Si un électron tombe du niveau 6, la chute est un peu moindre, et donc la fréquence sera un peu plus basse. (En raison de l'échelle du schéma, il est impossible de tracer tous les sauts impliquant tous les niveaux entre 7 et l'infini !)

. . . et au fur et à mesure que vous vous frayez un chemin à travers les autres sauts possibles jusqu'au niveau 1, vous avez pris en compte l'ensemble de la série Lyman. Les espacements entre les lignes dans le spectre reflètent la façon dont les espacements entre les niveaux d'énergie changent.

Si vous faites la même chose pour les sauts jusqu'au niveau 2, vous vous retrouvez avec les lignes de la série Balmer. Ces écarts énergétiques sont tous beaucoup plus petits que dans la série de Lyman, et donc les fréquences produites sont également beaucoup plus faibles.

La série Paschen serait produite par des sauts jusqu'au niveau 3, mais le diagramme va devenir très compliqué si j'inclus ceux-ci également - sans parler de toutes les autres séries avec des sauts jusqu'au niveau 4, le 5 niveau et ainsi de suite.

La signification des nombres dans l'équation de Rydberg

m1 et n2 dans l'équation de Rydberg sont simplement les niveaux d'énergie à chaque extrémité du saut produisant une raie particulière dans le spectre.

Par exemple, dans la série Lyman, n1 est toujours 1. Les électrons tombent au niveau 1 pour produire des lignes dans la série Lyman. Pour la série Balmer, n1 est toujours 2, car les électrons tombent au niveau 2.

m2 est le niveau à partir duquel on saute. Nous avons déjà mentionné que la ligne rouge est produite par des électrons tombant du niveau 3 au niveau 2. Dans ce cas, alors, n2 est égal à 3.

La signification du niveau infini

Le niveau infini représente l'énergie la plus élevée possible qu'un électron peut avoir en tant que partie d'un atome d'hydrogène. Alors, que se passe-t-il si l'électron dépasse cette énergie d'un tout petit peu ?

L'électron ne fait plus partie de l'atome. Le niveau infini représente le point auquel l'ionisation de l'atome se produit pour former un ion chargé positivement.

Utiliser le spectre pour trouver l'énergie d'ionisation de l'hydrogène

Lorsqu'aucune énergie supplémentaire ne lui est fournie, l'électron de l'hydrogène se trouve au niveau 1. C'est ce qu'on appelle son état fondamental. Si vous fournissez suffisamment d'énergie pour déplacer l'électron jusqu'au niveau de l'infini, vous avez ionisé l'hydrogène.

L'énergie d'ionisation par électron est donc une mesure de la distance entre le niveau 1 et le niveau infini. Si vous regardez les derniers diagrammes, vous constaterez que ce saut d'énergie particulier produit la limite de la série de Lyman.

Noter: Jusqu'à présent, nous avons parlé de l'énergie libérée lorsqu'un électron tombe d'un niveau supérieur à un niveau inférieur. Évidemment, si une certaine quantité d'énergie est publié lorsqu'un électron tombe du niveau infini au niveau 1, cette même quantité sera nécessaire pousser l'électron du niveau 1 jusqu'au niveau infini.

Si vous pouvez déterminer la fréquence de la limite de la série de Lyman, vous pouvez l'utiliser pour calculer l'énergie nécessaire pour déplacer l'électron dans un atome du niveau 1 au point d'ionisation. A partir de cela, vous pouvez calculer l'énergie d'ionisation par mole d'atomes.

Le problème est que la fréquence d'une limite de série est assez difficile à trouver avec précision à partir d'un spectre car les raies sont si proches les unes des autres dans cette région que le spectre semble continu.

Trouver graphiquement la fréquence de la limite de la série

Voici une liste des fréquences des sept lignes les plus espacées de la série Lyman, ainsi que l'augmentation de la fréquence au fur et à mesure que vous passez de l'une à l'autre.

Au fur et à mesure que les lignes se rapprochent, l'augmentation de la fréquence diminue évidemment. A la limite de la série, l'écart entre les lignes serait littéralement nul.

Cela signifie que si vous deviez tracer les augmentations de fréquence par rapport à la fréquence réelle, vous pourriez extrapoler (continuer) la courbe jusqu'au point où l'augmentation devient nulle. Ce serait la fréquence de la limite de la série.

En fait, vous pouvez tracer deux graphiques à partir des données du tableau ci-dessus. La fréquence différence est lié à deux fréquences. Par exemple, le chiffre de 0,457 est obtenu en retirant 2,467 de 2,924. Alors, contre laquelle de ces deux valeurs devez-vous tracer le 0,457 ?

Peu importe, tant que vous êtes toujours cohérent - en d'autres termes, tant que vous toujours tracer la différence par rapport au chiffre le plus élevé ou au chiffre inférieur. Au point qui vous intéresse (où la différence devient nulle), les deux numéros de fréquence sont les mêmes.

Comme vous le verrez sur le graphique ci-dessous, en traçant les deux courbes possibles sur le même graphique, il est plus facile de décider exactement comment extrapoler les courbes. Parce que ce sont des courbes, elles sont beaucoup plus difficiles à extrapoler que s'il s'agissait de lignes droites.

Les deux lignes indiquent une limite de série à environ 3,28 x 10 15 Hz.

Noter: N'oubliez pas que 3,28 PHz équivaut à 3,28 x 10 15 Hz. Vous pouvez utiliser l'équation de Rydberg pour calculer la limite de série de la série de Lyman comme un contrôle sur cette figure : n1 = 1 pour la série de Lyman, et n2 = infini pour la limite de la série. 1/(infini) 2 = zéro. Cela donne une valeur pour la fréquence de 3,29 x 10 15 Hz - en d'autres termes, les deux valeurs s'accordent à 0,3% près.

Donc . . . maintenant nous pouvons calculer l'énergie nécessaire pour retirer un seul électron d'un atome d'hydrogène. Souvenez-vous de l'équation du haut de la page :

Nous pouvons calculer l'écart d'énergie entre l'état fondamental et le point auquel l'électron quitte l'atome en substituant la valeur que nous avons à la fréquence et en recherchant la valeur de la constante de Planck dans un livre de données.

Cela vous donne l'énergie d'ionisation pour un seul atome. Pour trouver l'énergie d'ionisation normalement citée, nous devons la multiplier par le nombre d'atomes dans une mole d'atomes d'hydrogène (la constante d'Avogadro), puis diviser par 1000 pour la convertir en kilojoules.

Noter: Il serait faux de citer cela à plus de 3 chiffres significatifs. La valeur de la fréquence obtenue à partir du graphique ne correspond qu'à cette précision.

Cela se compare bien avec la valeur normalement citée pour l'énergie d'ionisation de l'hydrogène de 1312 kJ mol -1 .

Des questions pour tester votre compréhension

S'il s'agit de la première série de questions que vous posez, veuillez lire la page d'introduction avant de commencer. Vous devrez utiliser le BOUTON RETOUR de votre navigateur pour revenir ici par la suite.


Étoiles défaillantes et super planètes : un rapport basé sur l'atelier de janvier 1998 sur les objets de masse substellaire (1998)

techniques d'observation étayées par des modèles théoriques détaillés. Cependant, seule une poignée de détections directes sont fermement établies comme de véritables SMO, et les seules connaissances que les chercheurs possèdent sur les candidats indirects sont les limites inférieures de leurs masses. Les données récentes du satellite Hipparcos sur l'un des systèmes ont cependant fixé une limite supérieure à l'inclinaison qui établit fermement le candidat comme substellaire en masse.

Le nombre de candidats détectés jusqu'à présent dans les régions du ciel recherchées suggère que, extrapolé à l'ensemble du ciel, des milliers d'autres sont détectables avec les instruments actuels. Mais l'étude détaillée de tels objets, y compris la collecte et l'analyse des spectres, attend une sensibilité accrue des détecteurs et une plus grande disponibilité des grands télescopes. Tout comme Moïse, les observateurs sont actuellement limités à regarder de loin, mais n'expérimentent pas encore&mdasha un avenir prometteur riche en détection et en étude des SMO.

Études spectroscopiques des SMO

L'analyse spectrale des SMO est essentielle non seulement pour comprendre les propriétés physiques de ces objets, mais également pour identifier les molécules qui contraignent étroitement les températures atmosphériques et, par conséquent, permettent une évaluation précise des masses des objets. Les molécules clés à cet égard sont le méthane (CH4) et l'ammoniac (NH3), qui deviennent de plus en plus abondantes à des températures atmosphériques plus froides au détriment du monoxyde de carbone (CO) et de l'azote moléculaire (N 2). Le défi sera de détecter de petites quantités de méthane dans des objets proches du bord de la séquence principale stellaire : des spectres s'étendant plus loin dans l'infrarouge seront utiles à cet égard, mais remettent en cause les capacités actuelles. Les limites supérieures sensibles des espèces moléculaires présentes dans les étoiles froides mais qui devraient être condensées à partir des atmosphères observables des objets de masse inférieure et donc des objets plus froids sont un autre test spectroscopique de l'appartenance aux SMO qui souligne davantage la nécessité d'une sensibilité élevée.

La détection directe et l'analyse des spectres des SMO les plus massifs ont suffisamment progressé pour que de nombreux observateurs approuvent la création d'une lettre supplémentaire dans la séquence de classification stellaire traditionnelle des objets de la séquence principale : O, B, A, F, G, K, M Les objets proches du bord de la séquence principale ont des spectres qualitativement différents des naines M, en ce que l'oxyde de titane (TiO) et l'oxyde de vanadium (VO) sont absents, et d'autres raies moléculaires perturbent considérablement le spectre du corps noir. Une proposition de désigner les SMO comme "nains" n'est pas simplement un exercice de nomenclature, mais une reconnaissance de la nature discrètement différente du spectre des objets avec des températures de surface de 1500 K et moins.

LES CARACTÉRISTIQUES PHYSIQUES ET ORBITALES DES OBJETS DE MASSE SUBSTELLAIRE CONNUS

Gibor Basri

Université de Californie, Berkeley

Cette revue servira en grande partie de recensement des naines brunes confirmées par observation et probablement découvertes à ce jour. Leurs caractéristiques physiques n'ont, pour la plupart, pas été mesurées en détail. Ils sont généralement conformes à nos attentes théoriques, qui sont résumées dans d'autres présentations. En ce qui concerne d'abord les naines brunes dans les systèmes binaires, la chose la plus évidente à faire est simplement de regarder près d'une étoile. Cette approche a donné ce qui a été pendant près d'une décennie la candidate naine brune la plus intrigante, GD 165B, ainsi que ce qui est maintenant la naine brune la plus incontestable : Gliese 229B. Le premier objet est malheureusement proche de la température minimale possible de la séquence principale (1700 K, bien que cela reste incertain), tandis que le second est bien en dessous à environ 1000 K. Gliese 229B a probablement 2 à 5 Gy, avec une masse de 30 à 50 Jupiter. Son orbite est trop large (40 UA) pour avoir encore été mesurée, bien qu'à terme nous devrions pouvoir obtenir une masse dynamique. C'est le seul compagnon substellaire trouvé dans une étude de

300 millions d'étoiles. Le taux de réussite des relevés d'imagerie près des naines blanches et en grappes est similaire.

La plupart des naines brunes connues dans les systèmes binaires (

10 cibles sur environ 700) ont été trouvées grâce à des travaux à vitesse radiale. On ne peut pas être sûr de la nature d'aucun d'entre eux (parce que leurs inclinaisons orbitales sont inconnues), mais on peut être sûr que la plupart d'entre eux sont vraiment des objets substellaires en raison de la distribution de masse limite des compagnons stellaires. Leurs paramètres orbitaux sont biaisés vers de petites séparations en raison de la technique de recherche, mais ils ont une distribution d'excentricité similaire à celle des étoiles, et différente de celle des planètes extrasolaires. Il est donc raisonnable d'imaginer qu'elles se forment comme des étoiles. Très récemment, un système impliquant une paire binaire naine brune a été trouvé. Ces naines brunes massives sont assez proches (0,03 UA) les unes des autres sur une orbite modérément excentrique. La distribution de masse des compagnes naines brunes semble continuer celle des étoiles de faible masse. En dessous de 10 masses de Jupiter, il y a une augmentation soudaine du nombre d'objets par primaire, malgré la difficulté accrue de les détecter.

La recherche la plus fructueuse de naines brunes jusqu'à présent a été effectuée dans les jeunes grappes, en particulier les Pléiades. Les jeunes naines brunes sont plus brillantes, mais doivent être distinguées des étoiles M tardives (à qui elles ressemblent beaucoup). Le &ldquolithium test&rdquo s'est avéré un moyen puissant de le faire : toutes les naines brunes observées directement, à l'exception de Gliese 229B, obtiennent actuellement leur pedigree de cette façon. naines brunes (

15) ont été trouvés dans les Pléiades de la limite substellaire jusqu'à environ 30 masses de Jupiter. Cela permet la mesure la plus directe de la fonction de masse initiale (FMI) sous-stellaire à ce jour, qui indique une fonction de masse augmentant comme l'inverse de la masse à des masses très faibles. Les résultats préliminaires dans l'amas de Trapezium peuvent montrer un renouvellement des étoiles de faible masse, ce qui repose sur des calculs évolutifs pour donner de la masse. Il est important d'étendre le travail à d'autres clusters dont nous ne savons pas à quel point le FMI substellaire est universel.

Enfin, des naines brunes des champs flottant librement ont récemment été confirmées. Les résultats préliminaires des levés infrarouges tout ciel DENIS et 2MASS indiquent une densité spatiale compatible avec celle prédite à partir des Pléiades. On trouve des objets qui sont clairement plus froids que les étoiles M & mdasha nouvelle classe spectrale & ldquoL. & rdquo Leurs spectres fournissent une bonne preuve que la poussière est un constituant atmosphérique important.

SPECTROSCOPIE AU SOL ET DANS L'ESPACE DE LA COMPOSITION DES NAINES BRUNES ET DES PLANÈTES EXTRASOLAR

Mark S. Marley

Université d'État du Nouveau-Mexique

Les molécules trouvées dans l'atmosphère d'une naine brune ou d'une planète extrasolaire contraignent la structure thermique, la dynamique et la chimie de l'atmosphère. Dans cette revue, je me concentre sur ce que nous pouvons apprendre de la détection spectroscopique de molécules dans ces atmosphères et illustre avec des exemples de Gliese 229 B et des planètes joviennes du système solaire.

La composition d'une atmosphère planétaire statique, sans perturbation extérieure, tend vers l'équilibre chimique thermodynamique local. Ainsi aux températures relativement basses (

100 à 200 K) et des hautes pressions des planètes joviennes du système solaire, C se trouve dans CH4 (méthane), O dans H2O et N dans NH3 (ammoniac). A des températures plus élevées, la thermochimie favorise le CO, H2O et N2. En effet c'était la détection spectroscopique de CH4 dans Gliese 229 B qui a incontestablement confirmé l'identité de l'objet en tant que naine brune. L'ammoniac devrait également être présent dans la haute atmosphère de la naine brune, mais il n'a pas encore été détecté. D'où, au premier ordre, la présence ou l'absence de CH4 et NH3 peuvent servir de thermomètres des températures atmosphériques. Le méthane est facilement détectable dans le proche infrarouge. L'ammoniac est détectable dans le visible et près de 10 &mum. Une difficulté majeure, cependant, est qu'il n'y a essentiellement aucune donnée sur l'opacité de ces molécules à des températures supérieures aux températures planétaires "traditionnelles".

Les écarts de composition atmosphérique par rapport à l'équilibre sont particulièrement intéressants. Molécules telles que CO, PH3, GeH4, et AsH3 ont tous été détectés dans l'atmosphère de Jupiter à des abondances de plusieurs ordres de grandeur supérieures à celles attendues de la chimie d'équilibre. La présence de ces molécules hors d'équilibre est considérée comme une preuve de convection. Étant donné que les échelles de temps convectives sont plus courtes que les échelles de temps d'équilibre chimique, ces molécules peuvent être extraites des profondeurs de l'intérieur de Jupiter et transportées vers l'atmosphère visible. De même, la détection de CO à Neptune mais pas à Uranus renseigne apparemment sur la vigueur relative de la convection dans ces deux atmosphères.

A Gliese 229B, la détection de CO en abondance bien supérieure à celle prédite pour l'équilibre chimique nécessite clairement que l'atmosphère visible (près de 800 à 1400 K) soit également convective. Pourtant, de nombreux modèles d'atmosphère constatent que la limite radiative-convective est bien plus profonde, en dessous de 1700 K. Cependant, certains modèles prédisent une zone de convection supérieure détachée supplémentaire, ce qui est cohérent avec la détection de CO. La présence de Cs à Gliese 229B nécessite également un transport convectif car cet élément ne devrait pas être présent autrement. Cependant, le manque de TiO et d'autres espèces diatomiques réfractaires suggère que l'atmosphère n'est pas entièrement convective à la profondeur (en dessous de 2000 K) où ces molécules se condensent. Pris ensemble, ces résultats soutiennent la présence d'une zone de convection détachée. Ainsi, CO et Cs peuvent tracer la structure convective verticale de la naine brune tout en renforçant la suggestion antérieure selon laquelle une région radiative existe également bien en dessous des sommets des nuages ​​de Jupiter. PH3 est également potentiellement détectable à Gliese 229B par des plates-formes spatiales et fournira un test supplémentaire important. Les mesures des abondances de cette suite de molécules dans une variété d'objets cartographieront la dynamique atmosphérique des objets sous-stellaires.

Le rayonnement incident peut également produire d'importantes espèces hors d'équilibre. Ainsi, de nombreux hydrocarbures produits photochimiquement se trouvent dans l'atmosphère des planètes joviennes du système solaire, y compris C2H2 et C2H6, ce qui ne serait pas attendu autrement. Ces molécules relativement fragiles échappent à la destruction car il y a peu de brassage vertical dans les stratosphères où se forment ces molécules. Une riche variété de produits photochimiques se trouvera probablement dans

les atmosphères des planètes extrasolaires, en particulier celles avec des atmosphères chaudes et des flux incidents importants. Les brumes, produites par la condensation de certaines espèces, peuvent produire des signatures dans les spectres de ces objets bien au-delà de ce à quoi on pourrait s'attendre compte tenu de leurs faibles rapports de mélange.

La condensation des principales espèces jouera également un rôle important dans les spectres des objets substellaires. Les spectres dans le proche infrarouge de Gliese 229B sont mieux adaptés aux modèles sans nuages, mais le flux visible déprimé implique la présence de grains. S'il existe bien une région radiative au-dessus de la région de condensation pour les grains de silicate et de fer, comme le suggèrent les données moléculaires, il est probable que les grains de Gliese 229B soient produits par des espèces de faible abondance (sulfates ?). La théorie de la diffusion de Mie suggère que les grains submicroniques ont les propriétés de diffusion et d'absorption requises pour affecter préférentiellement le flux visible, mais pas le flux infrarouge. Cependant, un scénario d'équilibre chimique, de transfert radiatif et de condensation des grains n'a pas encore été élaboré. L'étude approfondie de ces mêmes processus dans les atmosphères planétaires guidera une enquête plus approfondie.

Nous devons clairement faire appel à l'expertise des planétologues et des astrophysiciens pour interpréter correctement les spectres des planètes extrasolaires et des naines brunes. L'histoire nous dit que les interactions entre ces domaines autrefois disparates peuvent parfois être difficiles, mais le gain ultime sera une nouvelle science riche et passionnante.

SPECTROSCOPIE COMPARATIVE DES NAINES BRUNES ET DES ETOILES DE LA SEQUENCE PRINCIPALE TRES TARDIVES

Rafael Rebolo

Instituto de Astrofisica de Canarias

Distinguer une naine brune d'une étoile naine de type très récent était, jusqu'à très récemment, une tâche extrêmement complexe. A la difficulté connue de mesurer des masses avec une précision suffisante, il fallait ajouter le manque de critères spectroscopiques fiables de sous-stellarité.

À l'heure actuelle, cependant, au moins deux de ces critères se sont révélés utiles, contribuant de manière décisive aux astronomes à révéler la nature de bon nombre de candidates naines brunes. D'une part, la détection sous-stellaire des bandes de méthane dans le proche infrarouge, suggérée pour la première fois par Tsuji et al. comme indicateur substellaire, 1 a confirmé Gliese 229B comme une naine brune froide (température effective,

1000 K), et des études spectroscopiques détaillées sur cet objet servent actuellement de guide à la fois à la modélisation théorique d'atmosphères très froides et à la conception de stratégies d'observation visant à détecter des objets similaires. Les différences spectrales de Gliese 229B par rapport aux étoiles les moins massives sont énormes et excluent la possibilité d'une mauvaise interprétation ou d'une identification incertaine d'objets similaires.

D'autre part, les spectres des jeunes naines brunes devraient présenter des caractéristiques très similaires à celles des étoiles les moins massives. Nous avons cependant la chance de disposer d'un critère pour identifier ces naines brunes au moyen d'un test spectroscopique simple basé sur la détection des raies du lithium dans leurs spectres et en particulier les raies de résonance à 6708.8

T. Tsuji, K. Ohnaka et W.Aoki, &ldquoSpectra and Colors of Brown Dwarfs,&rdquo in Le bas de la séquence principale&mdashAnd Beyond, C.G. Tinney (éd.), ESO Astrophysics Symposia, Springer-Verlag, Berlin, 1995, p. 45.

angströms. 2 Le lithium est un élément fragile, efficacement détruit dans les étoiles entièrement convectives, alors qu'il est conservé dans les naines brunes de moins de 65 masses de Jupiter. Le test a fourni les premiers résultats positifs sur les objets de l'amas des Pléiades 3 . 4 où, grâce à la détection du lithium, nous sommes désormais en mesure de déterminer l'emplacement exact de la frontière sous-stellaire, avec la plus grande précision en termes de luminosité et de type spectral. A l'âge des Pléiades, la masse minimale pour la combustion du lithium coïncide avec la masse minimale pour la combustion de l'hydrogène.

Une séquence substellaire dans les Pléiades a été trouvée jusqu'à des types spectraux postérieurs à M10, ce qui semble correspondre à une masse proche de 30 masses de Jupiter. De plus, une détermination raisonnablement précise de la fonction de masse dans l'amas montre une augmentation du nombre d'objets jusqu'à près de 40 masses jupiteriennes. D'autres amas stellaires sont actuellement à l'étude (&alpha Persei, Praesepe, Hyades, Orion, Taurus, etc.), et nous nous attendons à ce que des informations comparables soient obtenues en termes de qualité et de quantité à celles actuellement disponibles pour les Pléiades.

Enfin, une succession très rapide de détections de lithium a lieu pour des objets flottants très froids découverts au cours de relevés infrarouges à grande échelle tels que le Deep Near-Infrared Survey of the Southern Sky (DENIS) ou lors de mouvements propres. études. Il y a actuellement trois objets plus froids que M9 qui ont passé le test du lithium et sont donc des naines brunes. Il est très probable qu'il s'agisse de naines brunes d'âge intermédiaire, avec des masses autour de 40 à 60 masses jupiteriennes, qui n'ont pas eu assez de temps pour se refroidir à des températures telles que celle de Gliese 229B. Leurs principales propriétés d'observation seront comparées à celles des naines brunes des Pléiades et des étoiles de terrain très tardives.

ESTIMATION DU RLE DES NAINS BRUNS DANS LES CLUSTERS GLOBULAIRES

Université de Californie, Berkeley

Les naines brunes sont probablement présentes dans les amas globulaires, mais pas en nombre tel qu'elles soient importantes pour la structure de l'amas et détectables par leur influence gravitationnelle. L'extrapolation des fonctions de masse observées des étoiles visibles de plus faible masse suggère qu'une fraction substantielle des étoiles d'un amas pourrait être des naines brunes, mais elles contiennent probablement moins de 10 % de la masse d'un amas.

Puisqu'il n'y a aucune raison de croire le contraire, nous pouvons supposer que la fonction de masse (MF) d'un amas globulaire s'étend au-delà de la limite de combustion de l'hydrogène, dans le domaine de la naine brune. Ainsi, notre tâche consiste à déterminer les MF des amas globulaires jusqu'à une masse stellaire aussi petite que possible, nous pouvons ensuite extrapoler à des masses plus petites pour obtenir une estimation du nombre de naines brunes.

La première étape pour déterminer la MF d'un amas globulaire est de déterminer sa fonction de luminosité (LF). Étant donné que cela se fait généralement dans une petite partie de l'amas et que les étoiles de différentes

R. Rebolo, E.L. Martin, et A. Magazzu, &ldquoSpectroscopie d'un candidat nain brun dans l'amas ouvert d'Alpha Persei,&rdquo Journal d'astrophysique, 389 : L83, 1992.

G. Basri, G.W. Marcy, et J.R. Graham, &ldquoLithium in Brown Dwarf Candidates: The Mass and Age of the Faintest Pleiades,&rdquo Journal d'astrophysique, 458: 600, 1996.

R. Rebolo, E.L. Martin, G. Basri, G.W. Marcy, et M.R. Zapetero-Osorio, &ldquoLes nains bruns dans les Pléiades confirmés par le test au lithium&rdquo Journal d'astrophysique, 469 : L53, 1996.

masse ont des distributions spatiales différentes, il est nécessaire de modéliser dynamiquement le cluster afin de convertir cette LF locale en une LF globale pour le cluster.

L'étape suivante consiste à convertir la LF en MF, au moyen d'une relation masse-luminosité (MLR). Le résultat est assez sensible à ce dernier, car le facteur de conversion est la dérivée du MLR. Puisqu'il n'y a pas de MLR empiriques pour les faibles abondances de métaux, il est nécessaire d'utiliser un MLR théorique. Celles-ci sont encore incertaines, en particulier à l'extrémité de faible masse, où les étoiles sont entièrement convectives et leurs atmosphères difficiles à calculer contrôlent leur structure.

Parce que tous les amas globulaires ont de grands modules de distance, l'observation de leurs étoiles faibles nécessite d'aller à des magnitudes très faibles. Jusqu'à présent, le télescope spatial Hubble a été le meilleur instrument pour un tel travail. Des MF qui atteignent moins de 0,15 masse solaire ont maintenant été déterminés pour 10 globulaires, et dans l'un d'entre eux, le MF s'étend au-delà de 0,1 masse solaire. Si les extrémités de faible masse (inférieures à 0,25 masse solaire) sont grossièrement approximées par dN/rém = cm &moins&alpha , les valeurs de &alpha vont de 0 à 1,0. Il y a des raisons de croire que les amas avec des valeurs inférieures de &alpha ont sélectivement perdu des étoiles de faible masse à cause de causes dynamiques et qu'un globulaire vierge a &alpha entre 0,6 et 1,0.

Si nous supposons naïvement une fonction de masse en loi de puissance de 0,01 à 0,8 masse solaire, alors la fraction des étoiles totales dont les masses se situent entre 0,01 et 0,09 masse solaire passe de 25 % à 50 % lorsque &alpha passe de 0,5 à 1,0, tandis que le la fraction de la masse de l'amas contenue dans ces étoiles passe de 0,036 à 0,101.

Les données présentées ici ne diffèrent pas beaucoup de l'extrémité faible du MF trouvé par Gould et al.5 pour le disque galactique (lorsque ce dernier est converti pour se référer à m plutôt que de se connecter m). Ils ne confirment pas du tout, cependant, les valeurs beaucoup plus élevées de &alpha qui ont été rapportées dans la littérature.

LES CANDIDATS NAINS BRUNS DANS LES RÉGIONS FORMANT DES ÉTOILES

Lynne A. Hillenbrand

Université de Californie, Berkeley

Comprendre l'origine des masses stellaires et de la fonction de masse initiale reste l'un des principaux objectifs des études sur la formation des étoiles. La production d'un objet de masse stellaire ou substellaire est-elle principalement un processus d'autorégulation (c'est-à-dire contrôlé par l'interaction de l'accrétion de masse et de l'écoulement), ou les conditions environnementales (par exemple, les propriétés des nuages ​​moléculaires) jouent-elles un rôle critique ? Pourquoi certaines étoiles, principalement celles de faible masse, se forment-elles relativement isolées de leurs plus proches voisines alors que la plupart des étoiles, en particulier celles de masse élevée, se forment en amas denses ? Est-ce que le détaillé Le spectre des masses stellaires produites au cours du processus de fragmentation des nuages ​​diffère d'une région à l'autre, ou est-il « universel » ? La détermination du spectre de masse à proximité et à travers la frontière stellaire/substellaire est particulièrement intéressante. Le spectre de masse se retourne-t-il, impliquant que la nature préfère fabriquer des objets brûlant de l'hydrogène, ou continue-t-il d'augmenter, impliquant une masse importante, à l'âge actuel de la galaxie, dans des objets à luminosité extrêmement faible ?

Étant donné que les objets de masse substellaire sont nettement plus lumineux et plus chauds à un jeune âge (#DXLT# 10 My) qu'à des stades plus évolués (#DXGT#100 My), les régions de formation d'étoiles sont des endroits idéaux pour

A. Gould. JN. Bahcall, et C. Flynn, &ldquoM Nains du télescope spatial Hubble Star Counts. III. La bande de Groth, & rdquo Journal d'astrophysique, 482: 913, 1997.

les chercher. En effet, les études photométriques et spectroscopiques des populations stellaires dans les régions voisines de formation d'étoiles sont désormais sensibles à la détection d'objets dont les masses sont inférieures à la limite de combustion de l'hydrogène. Des sondages optiques profonds (dans les bandes R et I) ont permis d'étudier de jeunes étoiles encore partiellement enfouies dans leurs nuages ​​moléculaires naissants. Lorsque la photométrie optique est combinée à la spectroscopie optique, les étoiles peuvent être rougies individuellement et localisées dans des diagrammes de Hertzsprung-Russell (H-R) conventionnels, à partir desquels les masses et les âges stellaires peuvent être dérivés, conduisant à la construction de distributions de masse et d'âge stellaires.

Plus récemment, en combinant infrarouge photométrie (dans les bandes J, H et K) avec infrarouge spectroscopie, cette technique traditionnellement optique a été utilisée avec succès dans des régions où la majeure partie de la population stellaire est entièrement intégrée dans le matériau des nuages ​​moléculaires. Nous sommes ainsi en mesure de déterminer les masses stellaires et les âges d'étoiles obscurcies par 10 à 50 magnitudes d'extinction interstellaire et circumstellaire locale. Sonder les lieux de naissance des étoiles de cette manière signifie que nous pouvons mesurer les distributions de masse stellaire/substellaire pour des populations temporellement et spatialement cohérentes qui ne sont pas affectées par les processus évolutifs. De plus, des amas riches, denses et extrêmement jeunes permettent d'identifier des échantillons complets d'objets stellaires et substellaires, évitant les ambiguïtés d'appartenance associées à leur identification et à leur étude dans des amas ouverts plus anciens.

Les résultats à ce jour indiquent que bien que plusieurs très bons candidats substellaires existent dans les jeunes régions de formation d'étoiles, le nombre relatif de ces objets implique un spectre de masse qui n'augmente pas du régime stellaire au régime de masse substellaire.

Cependant, les études des populations stellaires dans les régions de formation d'étoiles sont entravées par les effets d'une extinction élevée, d'une contamination nébulaire, d'un encombrement des sources et d'une émission circumstellaire. Il faut donc être très prudent dans l'analyse et l'interprétation des données. De plus, la traduction des grandeurs d'observation (par exemple, les couleurs et les types spectraux) aux grandeurs physiques (par exemple, les masses et les âges) dépend d'une compréhension précise à la fois des propriétés intrinsèques des étoiles de type tardif (M6,5 à M9) et des prédictions théoriques. pour l'évolution de la séquence pré-principale.

À l'heure actuelle, de grandes incertitudes subsistent dans les couleurs stellaires, les corrections bolométriques et les températures (du côté observationnel) et dans les opacités, la convection et les effets d'accrétion (du côté théorique). De futures observations visant à réduire ces incertitudes sont nécessaires afin de faire des progrès supplémentaires sur la distribution de la masse stellaire/substellaire dans les régions de formation d'étoiles, par exemple, avec de grands relevés spectroscopiques dans le proche infrarouge.


Modélisation de phénomènes périodiques : l'orbite de Mars Introduction Vieille de plusieurs milliards d'années, Mars est la 4e planète à partir du soleil dans notre système solaire et la dernière de t.

La première loi est que tout tourne autour du soleil, toutes les planètes tournent dans l'écliptique du soleil, ce qui résout beaucoup de problèmes avec le modèle tycho i.

Ce que l'on pourrait demander maintenant, c'est quelle est la forme de l'orbite des planètes ? Kepler dans sa première loi déclare que l'orbite des planètes autour du soleil est une ellipte.

Il a dit que le lever et le coucher quotidiens du soleil pourraient s'expliquer par la rotation de la terre. Tycho croyait également que la terre tournait autour du soleil chaque année. Thi.

Cain, F. (10 décembre 2008,). Mars par rapport à la Terre. Extrait le 13 octobre 2014 de http://www.universetoday.com/22603/mars-compared-to-earth/ Choi, C. Q.

Copernic a dit que la Terre tourne autour du Soleil et que la Lune tourne autour de la Terre. Le geek de la science déclare que Copernic a évoqué la théorie.

Le mouvement vers l'est de Mars est renforcé lorsque le mouvement de la planète sur l'épicycle croise le mouvement le long du déférent dans la même direction. C'est app.

Les lois du mouvement planétaire de Kepler peuvent être énoncées comme suit : Première loi de Kepler : L'orbite de chaque planète autour du Soleil est une ellipse avec le soleil à un fo.

L'astronome Copernic a déterminé le concept d'un système solaire, dans lequel le soleil, et non la terre, est le centre de l'univers. Le centre de la terre est non.

Ces lunes montrent toutes le même visage vers leur planète ! Attendez maintenant une seconde. Si la Lune a de la gravité, cela provoque des marées et est la cause profonde de tout cela.


Pourquoi les étoiles de la pré-séquence principale montrent-elles du lithium en absorption ? - Astronomie

Les Pléiades sont l'un des amas ouverts les plus connus.

Un cluster ouvert est un groupe de quelques milliers d'étoiles qui se sont formées à partir du même nuage moléculaire géant, et sont encore faiblement liées les unes aux autres par gravité.

En revanche, amas globulaires sont très étroitement liés par la gravité.

Clusters ouverts ne se trouvent que dans les galaxies spirales et irrégulières, dans lesquelles se produit une formation active d'étoiles. Ils ont généralement moins de quelques centaines de millions d'années : ils sont perturbés par des rencontres rapprochées avec d'autres amas et nuages ​​​​de gaz alors qu'ils orbitent autour du centre galactique, ainsi que par la perte de membres d'amas lors de rencontres rapprochées internes.

De jeunes amas ouverts peuvent encore être contenus dans le nuage moléculaire à partir duquel ils se sont formés, l'éclairant pour créer une région H II. Au fil du temps, la pression de rayonnement de l'amas dispersera le nuage moléculaire. En règle générale, environ 10 % de la masse d'un nuage de gaz fusionnera en étoiles avant que la pression de rayonnement ne chasse le reste.

Clusters ouverts sont des objets très importants dans l'étude de l'évolution stellaire.

Parce que les étoiles ont toutes un âge et une composition chimique très similaires, les effets d'autres variables plus subtiles sur les propriétés des étoiles sont beaucoup plus faciles à étudier que pour les étoiles isolées.

Observations historiques


Les amas ouverts les plus importants tels que les Pléiades sont connus et reconnus comme des groupes d'étoiles depuis l'antiquité. D'autres étaient connus comme des taches de lumière floues, mais ont dû attendre l'invention du télescope pour être résolus en leurs étoiles constituantes. Les observations au télescope ont révélé deux types distincts d'amas, dont l'un contenait des milliers d'étoiles dans une distribution sphérique régulière et se trouvait préférentiellement vers le centre de la Voie lactée, et l'autre consistait en une population d'étoiles généralement plus clairsemée dans une plus irrégulière. forme et trouvé partout dans le ciel.

Les astronomes ont surnommé les premiers amas globulaires et les derniers amas ouverts. Les amas ouverts sont aussi parfois appelés amas galactiques, car ils se trouvent presque exclusivement dans le plan de la Voie lactée, comme indiqué ci-dessous.

On s'est rendu compte très tôt que les étoiles des amas ouverts étaient physiquement liées. Le Révérend Jean Michel a calculé en 1767 que la probabilité qu'un seul groupe d'étoiles comme les Pléiades soit le résultat d'un alignement aléatoire vu de la Terre n'était que de 1 sur 496 000.[1]

Au fur et à mesure que l'astrométrie devenait plus précise, les étoiles des amas se sont avérées partager un mouvement propre commun dans l'espace, tandis que les mesures spectroscopiques ont révélé des vitesses radiales communes, montrant ainsi que les amas sont constitués d'étoiles nées en même temps et liées ensemble en tant que groupe.

Alors que les amas ouverts et les amas globulaires forment deux groupes assez distincts, il peut ne pas y avoir beaucoup de différence d'apparence entre un amas globulaire très clairsemé et un amas ouvert très riche.

Certains astronomes pensent que les deux types d'amas d'étoiles se forment via le même mécanisme de base, à la différence près que les conditions qui ont permis la formation des très riches amas globulaires contenant des centaines de milliers d'étoiles ne prévalent plus dans notre galaxie.

La lumière infrarouge révèle l'amas dense et ouvert qui se forme au cœur de la nébuleuse d'Orion.

Toutes les étoiles sont à l'origine formées dans plusieurs systèmes, car seul un nuage de gaz contenant plusieurs fois la masse du Soleil sera assez lourd pour s'effondrer sous sa propre gravité, mais un nuage aussi lourd ne peut pas s'effondrer en une seule étoile.[2]

La formation d'un amas ouvert commence par l'effondrement d'une partie d'un nuage moléculaire géant, un nuage de gaz froid et dense contenant jusqu'à plusieurs milliers de fois la masse du Soleil. De nombreux facteurs peuvent déclencher l'effondrement d'un nuage moléculaire géant (ou d'une partie de celui-ci) et une explosion de formation d'étoiles qui entraînera un amas ouvert, notamment des ondes de choc d'une supernova voisine et des interactions gravitationnelles.

Une fois qu'un nuage moléculaire géant commence à s'effondrer, la formation d'étoiles se déroule par fragmentations successives du nuage en amas de plus en plus petits, aboutissant finalement à la formation de plusieurs milliers d'étoiles. Dans notre propre galaxie, le taux de formation d'amas ouverts est estimé à un tous les quelques milliers d'années.[3]

Une fois que la formation des étoiles a commencé, les étoiles les plus chaudes et les plus massives (appelées étoiles OB) émettra de grandes quantités de rayonnement ultraviolet. Ce rayonnement ionise rapidement le gaz environnant du nuage moléculaire géant, formant une région H II. Les vents stellaires des étoiles massives et la pression de radiation commencent à chasser les gaz après quelques millions d'années, l'amas connaîtra ses premières supernovae, qui expulseront également le gaz du système. Après quelques dizaines de millions d'années, l'amas sera dégazé et aucune autre formation d'étoile n'aura lieu. En règle générale, moins de 10 % du gaz à l'origine dans l'amas se transformera en étoiles avant d'être dissipé.[4]

Une autre vision de la formation d'amas est qu'ils se forment rapidement à partir d'un noyau de nuage moléculaire en contraction et une fois que les étoiles massives commencent à briller, elles expulsent le gaz résiduel à la vitesse du son du gaz ionisé chaud. Entre le début de la contraction du noyau du nuage et l'expulsion du gaz, il ne faut généralement pas plus d'un à trois millions d'années. Comme seulement 30 à 40 pour cent du gaz dans le noyau du nuage forme des étoiles, le processus d'expulsion du gaz résiduel est très dommageable pour l'amas qui perd beaucoup et peut-être toutes ses étoiles [5].

Toutes les grappes subissent ainsi une perte de poids infantile significative, tandis qu'une grande partie subit une mortalité infantile. Les jeunes étoiles ainsi libérées de leur amas natal font désormais partie de la population du champ galactique. Parce que la plupart sinon toutes les étoiles forment des amas, les amas d'étoiles doivent être considérés comme les éléments constitutifs fondamentaux des galaxies. Les violents événements d'expulsion de gaz qui façonnent et détruisent de nombreux amas d'étoiles à la naissance laissent leur empreinte dans les structures morphologiques et cinématiques des galaxies [6].

Il est courant que deux ou plusieurs amas ouverts séparés se forment à partir du même nuage moléculaire. Dans le Grand Nuage de Magellan, tous les deux Hodge 301 et R136 se forment à partir des gaz de Nébuleuse de la tarentule, tandis que dans notre propre galaxie, retraçant le mouvement dans l'espace des Hyades et de Praesepe, deux amas ouverts proches et proéminents, suggère qu'ils se sont formés dans le même nuage il y a environ 600 millions d'années.[7]

Parfois, deux clusters nés en même temps formeront un cluster binaire. L'exemple le plus connu dans le voie Lactée est le Double Cluster de 'h Persei' et 'χ Persei', mais au moins 10 autres amas doubles sont connus pour exister.[8]

Beaucoup d'autres sont connus dans le Petit et Grands Nuages ​​de Magellan ils sont plus faciles à détecter dans les systèmes externes que dans notre propre galaxie, car les effets de projection peuvent faire apparaître des amas non liés au sein de la Voie lactée proches les uns des autres.

Morphologie et classification

NGC 2158 est un amas riche et concentré en Gémeaux.

Les amas ouverts vont d'amas très clairsemés avec seulement quelques membres à de grandes agglomérations contenant des milliers d'étoiles. Ils se composent généralement d'un noyau dense assez distinct, entouré d'une « couronne » plus diffuse de membres de l'amas. Le noyau mesure généralement environ 3,5 années-lumière de diamètre, la couronne s'étendant jusqu'à environ 20 années-lumière du centre de l'amas.Les densités d'étoiles typiques au centre d'un amas sont d'environ 1,5 étoile par année-lumière cubique (la densité d'étoiles près du soleil est d'environ 0,003 étoile par année-lumière cubique).[9]

Les clusters ouverts sont souvent classés selon un schéma développé par Robert Trumpler en 1930. Le Schéma Trumpler donne à un amas une désignation en trois parties, avec un chiffre romain de I-IV indiquant sa concentration et son détachement du champ stellaire environnant (de fortement à faiblement concentré), un chiffre arabe de 1 à 3 indiquant la plage de luminosité des membres (de petite à grande plage), et p, m ou alors r pour indiquer si l'amas est pauvre, moyen ou riche en étoiles. Un 'm' est ajouté si l'amas se trouve dans la nébulosité.[10]

Sous le Schéma Trumpler, les Pléiades sont classées I3rn (fortement concentré et richement peuplé avec nébulosité présente), tandis que les Hyades voisines sont classées comme II3m (plus dispersées et avec moins de membres).

Nombres et répartition

NGC 346, un amas ouvert dans le Petit Nuage de Magellan.

Il y a plus de 1 000 amas ouverts connus dans notre galaxie, mais le vrai total peut être jusqu'à dix fois plus élevé que cela.[11] Dans les galaxies spirales, les amas ouverts se trouvent invariablement dans les bras spiraux où les densités de gaz sont les plus élevées et donc la plupart des formations d'étoiles se produisent, et les amas se dispersent généralement avant d'avoir eu le temps de voyager au-delà de leur bras spiral. Les amas ouverts sont fortement concentrés près du plan galactique, avec une hauteur d'échelle dans notre galaxie d'environ 180 années-lumière, par rapport à un rayon galactique d'environ 100 000 années-lumière.[12]

Dans les galaxies irrégulières, des amas ouverts peuvent être trouvés dans toute la galaxie, bien que leur concentration soit la plus élevée là où la densité de gaz est la plus élevée. Les amas ouverts ne sont pas visibles dans les galaxies elliptiques : la formation d'étoiles a cessé il y a plusieurs millions d'années dans les galaxies elliptiques, et ainsi les amas ouverts qui étaient présents à l'origine se sont dispersés depuis longtemps.

Dans notre galaxie, la distribution des amas dépend de l'âge, les amas plus anciens se trouvant préférentiellement à des distances plus importantes du centre galactique.

Les forces de marée sont plus fortes plus près du centre de la galaxie, augmentant le taux de perturbation des amas, et aussi les nuages ​​moléculaires géants qui provoquent la perturbation des amas sont concentrés vers les régions intérieures de la galaxie, donc les amas dans les régions intérieures de la galaxie ont tendance à se disperser à un plus jeune âge que leurs homologues des régions périphériques.[13]

Un amas d'étoiles de quelques millions d'années en bas à droite illumine la nébuleuse de la Tarentule dans le Grand Nuage de Magellan.

Parce que les amas ouverts ont tendance à être dispersés avant que la plupart de leurs étoiles n'atteignent la fin de leur vie, la lumière qui en provient a tendance à être dominée par les jeunes étoiles bleues chaudes.

Ces étoiles sont les plus massives et ont la durée de vie la plus courte de quelques dizaines de millions d'années. Les amas ouverts plus anciens ont tendance à contenir plus d'étoiles jaunes.

Certains amas ouverts contiennent des étoiles bleues chaudes qui semblent être beaucoup plus jeunes que le reste de l'amas. Ces traînards bleus sont également observés dans les amas globulaires, et dans les noyaux très denses des globulaires, on pense qu'ils apparaissent lorsque les étoiles entrent en collision, formant une étoile beaucoup plus chaude et plus massive. Cependant, la densité stellaire dans les amas ouverts est bien inférieure à celle des amas globulaires, et les collisions stellaires ne peuvent expliquer le nombre de traînards bleus observés. Au lieu de cela, on pense que la plupart d'entre eux proviennent probablement lorsque des interactions dynamiques avec d'autres étoiles provoquent la fusion d'un système binaire en une seule étoile.[14]

Une fois qu'elles ont épuisé leur réserve d'hydrogène par fusion nucléaire, les étoiles de masse moyenne à faible perdent leurs couches externes pour former une nébuleuse planétaire et évoluer en naines blanches. Alors que la plupart des amas se dispersent avant qu'une grande partie de leurs membres n'aient atteint le stade de naine blanche, le nombre de naines blanches dans les amas ouverts est encore généralement bien inférieur à ce à quoi on pourrait s'attendre, étant donné l'âge de l'amas et la distribution de masse initiale attendue de les étoiles.

Une explication possible pour le manque de naines blanches est que lorsqu'une géante rouge expulse ses couches externes pour devenir une nébuleuse planétaire, une légère asymétrie dans la perte de matière pourrait donner à l'étoile un « coup de pied » de quelques kilomètres par seconde, suffisamment pour l'éjecter de l'amas.[15]

NGC 604 dans la Galaxie du Triangle est un amas ouvert très massif entouré d'une région H II.

De nombreux amas ouverts sont intrinsèquement instables, avec une masse suffisamment petite pour que la vitesse d'échappement du système soit inférieure à la vitesse moyenne des étoiles constituantes.

Ces amas se disperseront rapidement en quelques millions d'années. Dans de nombreux cas, l'extraction du gaz à partir duquel l'amas formé par la pression de radiation des jeunes étoiles chaudes réduit suffisamment la masse de l'amas pour permettre une dispersion rapide.

Les amas qui ont une masse suffisante pour être liés gravitationnellement une fois que la nébuleuse environnante s'est évaporée peuvent rester distincts pendant plusieurs dizaines de millions d'années, mais avec le temps, des processus internes et externes ont également tendance à les disperser. En interne, des rencontres rapprochées entre les membres du cluster entraîneront souvent une augmentation de la vitesse de l'un au-delà de la vitesse d'échappement du cluster, ce qui entraîne une "évaporation" progressive des membres du cluster.

Extérieurement, environ tous les demi-milliards d'années, un amas ouvert a tendance à être perturbé par des facteurs externes tels que le passage à proximité ou à travers un nuage moléculaire. Les forces de marée gravitationnelles générées par une telle rencontre ont tendance à perturber l'amas.

Finalement, l'amas devient un flux d'étoiles, pas assez proches pour être un amas, mais toutes liées et se déplaçant dans des directions similaires à des vitesses similaires. L'échelle de temps sur laquelle un cluster s'interrompt dépend de sa densité stellaire initiale, avec des clusters plus denses persistant plus longtemps. Les demi-vies estimées des amas, après lesquelles la moitié des membres d'origine de l'amas auront été perdus, vont de 150 800 millions d'années, selon la densité d'origine.

Une fois qu'un amas est devenu gravitationnellement non lié, nombre de ses étoiles constitutives continueront de se déplacer dans l'espace sur des trajectoires similaires, dans ce qu'on appelle une association stellaire, un amas en mouvement ou un groupe en mouvement. Plusieurs des étoiles les plus brillantes de la « Charrue » d'Ursa Major sont d'anciens membres d'un amas ouvert qui forment maintenant une telle association, dans ce cas, le groupe mobile Ursa Major. Finalement, leurs vitesses relatives légèrement différentes les verront dispersés dans toute la galaxie.

Un cluster plus grand est alors appelé un courant, si nous découvrons les vitesses et les âges similaires d'étoiles par ailleurs sans rapport.

Étudier l'évolution stellaire

Diagrammes de Hertzsprung-Russell pour deux clusters ouverts.

NGC 188 est plus ancien et montre une extinction plus faible de la séquence principale que celle vue dans M67.

Lorsqu'un Diagramme de Hertzsprung-Russell est tracée pour un amas ouvert, la plupart des étoiles se trouvent sur la séquence principale. Les étoiles les plus massives ont commencé à s'éloigner de la séquence principale et deviennent géantes rouges la position de la bifurcation de la séquence principale peut être utilisée pour estimer l'âge de l'amas.

Parce que le les étoiles d'un amas ouvert sont toutes à peu près à la même distance de la Terre, et sont nés à peu près au même moment de la même matière première, les différences de luminosité apparente entre les membres de l'amas ne sont dues qu'à leur masse. Cela rend les amas ouverts très utiles dans l'étude de l'évolution stellaire, car lorsque l'on compare une étoile à une autre, de nombreux paramètres variables sont fixes.

L'étude des abondances de lithium et béryllium dans les amas ouverts, les étoiles peuvent donner des indices importants sur l'évolution des étoiles et de leurs structures intérieures. Alors que les noyaux d'hydrogène ne peuvent pas fusionner pour former de l'hélium tant que la température n'atteint pas environ 10 millions de K, le lithium et le béryllium sont détruits à des températures de 2,5 millions de K et 3,5 millions de K respectivement. Cela signifie que leurs abondances dépendent fortement du degré de mélange qui se produit dans les intérieurs stellaires. En étudiant leurs abondances dans les étoiles ouvertes en amas, des variables telles que l'âge et la composition chimique sont fixées.

Des études ont montré que les abondances de ces éléments légers sont bien inférieures à ce que prédisent les modèles d'évolution stellaire.

Bien que la raison de cette sous-abondance ne soit pas encore entièrement comprise, une possibilité est que la convection dans les intérieurs stellaires puisse « dépasser » dans des régions où le rayonnement est normalement le mode dominant de transport d'énergie.[17]

Amas ouverts et échelle de distance astronomique

M11, le Wild Duck Cluster est un amas très riche situé vers le centre de la Voie Lactée.

Déterminer les distances aux objets astronomiques est crucial pour les comprendre, mais la grande majorité des objets sont trop éloignés pour que leurs distances soient directement déterminées. L'étalonnage de l'échelle des distances astronomiques repose sur une séquence de mesures indirectes et parfois incertaines reliant les objets les plus proches, pour lesquels les distances peuvent être directement mesurées, à des objets de plus en plus éloignés. Les clusters ouverts sont une étape cruciale dans cette séquence.

Les amas ouverts les plus proches peuvent avoir leur distance mesurée directement par l'une des deux méthodes.

Premièrement les parallaxe (le petit changement de position apparente au cours d'une année causé par le déplacement de la Terre d'un côté de son orbite autour du Soleil à l'autre) des étoiles dans des amas ouverts fermés peut être mesurée, comme d'autres étoiles individuelles. Des amas tels que les Pléiades, les Hyades et quelques autres à environ 500 années-lumière sont suffisamment proches pour que cette méthode soit viable, et les résultats du satellite de mesure de position Hipparcos ont donné des distances précises pour plusieurs amas.[18]

L'autre méthode directe est la soi-disant méthode de cluster mobile. Cela repose sur le fait que les étoiles d'un amas partagent un mouvement commun dans l'espace. Mesurer les mouvements propres des membres du cluster et tracer leurs mouvements apparents dans le ciel révélera qu'ils convergent vers un point de fuite.

La vitesse radiale des membres du cluster peut être déterminée à partir de Doppler des mesures de leurs spectres, et une fois que la vitesse radiale, le mouvement propre et la distance angulaire de l'amas à son point de fuite sont connus, une simple trigonométrie révélera la distance à l'amas. Les Hyades sont l'application la plus connue de cette méthode, qui révèle leur distance à 46,3 parsecs.[19]

Une fois que les distances aux clusters proches ont été établies, d'autres techniques peuvent étendre l'échelle de distance à des clusters plus éloignés. En faisant correspondre la séquence principale sur le Diagramme de Hertzsprung-Russell pour un amas à une distance connue avec celle d'un amas plus éloigné, la distance à l'amas le plus éloigné peut être estimée.

L'amas ouvert le plus proche est celui des Hyades : l'association stellaire composée de la plupart des étoiles de la charrue est à environ la moitié de la distance des Hyades, mais est un association stellaire plutôt qu'un cluster ouvert car les étoiles ne sont pas liées gravitationnellement les unes aux autres. L'amas ouvert connu le plus éloigné de notre galaxie est Berkeley 29, à une distance d'environ 15 000 parsecs.[20]

Les amas ouverts sont également facilement détectés dans de nombreuses galaxies du Groupe Local.

Une connaissance précise des distances des amas ouverts est vitale pour calibrer la relation période-luminosité montrée par les étoiles variables telles que céphéide et RR Lyrae étoiles, ce qui permet de les utiliser comme bougies standard.

Ces étoiles lumineuses peuvent être détectées à de grandes distances et sont ensuite utilisées pour étendre l'échelle de distance aux galaxies voisines du groupe local.


Conférences Blackboard de l'année 2013

Introduction à la structure stellaire : Les premiers modèles de notre Soleil (modèles de Kelvin et chimiques). Échelles de temps. Les équations de la structure stellaire et les connaissances physiques nécessaires à l'évolution stellaire. Le diagramme de Hertzsprung-Russell. La séquence principale de l'âge zéro en fonction de la masse et de la composition. | vidéo

Conférence 2 : 05 déc. à 10h00 en 0,01 :

Combustion nucléaire dans les étoiles : Évolution de la séquence principale et évolution de la température-densité centrale. Réseaux de réaction nucléaire (pp, CNO, He-burning etc.). La nucléosynthèse, l'origine des éléments. | vidéo

Conférence 3 : 06 déc. à 10h00 en 0,01 :

Mélange en étoiles : Critères de stabilité. Convection (Schwarzschild, Ledoux). Théorie de la longueur de mélange. Simulations hydrodynamiques modernes. Mélange thermohaline. Les instabilités de rotation et leur effet sur l'évolution des étoiles massives. | vidéo

Conférence 4: 10 déc. à 10h00 en 0,02 :

Évolution de la séquence pré et post principale : Formation d'étoiles, évolution de la séquence pré-principale et piste Hayashi. Évolution post-séquence principale et destin final des étoiles. Des rendements stellaires. Évolution chimique galactique. | vidéo

Conférence 5 : 12 décembre à 10h00 en 0,01 :

Étoiles binaires et multiples : Propriétés fondamentales des étoiles binaires. Nombre d'étoiles avec compagnons, distributions. Chemins évolutifs uniques des étoiles binaires. Les plus vieilles étoiles de l'ancienne galaxie et leurs compagnons morts. Supernovae de type Ia. Novae thermonucléaires. Techniques de modelage. | vidéo

  1. Le cours AIfAStarsandStellarEvolution http://www.astro.uni-bonn.de/∼nlanger/siu_web/teach_sse.html
  2. AnIntroductiontotheTheoryofStellarStructureandEvolution.D.Prialnik.ISBN-10:0521866049 ISBN-13: 978-0521866040
  3. Structure et évolution stellaires. R. Kippenhahn et A. Weigert ISBN-10 : 3540580131 ISBN-13 : 978-3540580133
  4. Principes de l'évolution stellaire et de la nucléosynthèse. D. Clayton. ISBN-10 : 0226109534 ISBN-13 : 978-0226109534
  5. Une introduction aux étoiles binaires fermées. R.W. Hilditch. ISBN-10 : 0521241065 ISBN-13 : 978-0521241069

Trimestre 4A : Spectroscopie astrophysique | Dr Silvia Leurini

Conférence 1 : 07 novembre à 10:00 en 0.01:

Introduction générale : bases de la classification par spectroscopie moléculaire des symétries moléculaires, structure des niveaux d'énergie rotationnelle et vibrationnelle. | vidéo

Conférence 2 : 13 novembre à 10:00 en 0.01:

La ligne de coefficient d'absorption des coefficients d'Einstein présente une courbe de largeur équivalente de l'analyse de croissance. | vidéo

Conférence 3 : 14 novembre à 10:00 en 0.01:

Équations de transfert radiatif LTE, déterminations de la méthode de probabilité d'échappement des densités de colonnes et diagrammes de rotation de profondeur optique | vidéo

Conférence 4: 15 novembre à 09h00 en 0,02:

Outils pour étudier les cubes de données spectrales : inspection visuelle des données, analyse des moments, diagrammes PV | vidéo

  1. Spectres d'atomes et de molécules, P.F. Bernath
  2. Spectrophysique : principes et applications, Thorne, Litzen, Johansson
  3. Maîtres astronomiques, M. Elitzur
  4. Conditions physiques dans les régions de formation d'étoiles, Evans 1999, ARA & ampA 37, 311
  5. Calcul de la densité de la colonne moléculaire, de Mangum & Shirley (https://safe.nrao.edu/wiki/pub/Main/MolInfo/ColumnDensityCalculation-MangumShirley.pdf)

Trimestre 3: Processus radiatifs électromagnétiques et gravitationnels| Dr. Dr Kejia Li

Conférence 1 : 01 oct. à 10:00 en 0.01:

introduction, Revue de l'électrodynamique : Maxwellequation - Lienard-Wiechertpotentials - Rayonnement à particule unique - description du rayonnement - polarisation, diagramme de faisceau et spectre | vidéo

Conférence 2 : 02 oct. à 10:00 en 0.01:

Rayonnement thermique et transfert de rayonnement : Rayonnement du corps noir et distribution de Bose-Einstein - Température de luminosité, température de couleur et température effective - Flux, densité d'énergie et intensité du rayonnement - Coefficients d'Einstein, rayonnement, absorption et profondeur optique - Transfert de rayonnement - Diffusion, équation de Kompaneets | vidéo

Conférence 3 : 04 oct. à 10:00 en 0.01:

Propagation des ondes dans le plasma : Longueur de Debye et fréquence plasma - Tenseur diélectrique, relation de dispersion, diagramme CMA - Dispersion, rotation de Faraday et effet Tsytovitch-Razine - Rayonnement Cherenkov | vidéo

Conférence 4: 08 oct. à 10:00 en 0.01:

Cyclotron, Synchrotron et rayonnement de courbure : Rayonnement cyclotron - Rayonnement synchrotron - Rayonnement de courbure - Le cadre unifié | vidéo

Conférence 5 : 09 oct. à 10:00 en 0.01:

Diffusion Compton et Compton inverse : Diffusion Thompson - Diffusion Compton - Diffusion Compton inverse - Processus de paires - Limite d'Eddington, Bremsstrahlung, ligne spectrale : | vidéo

Conférence 6 : 10 octobre à 10h00 en 0,01:

Rayonnement des ondes gravitationnelles : Traitements par ordre de grandeur - Formule quadripolaire - Polarisation de l'onde gravitationnelle - L'évolution binaire et pourquoi nous avons besoin de la relativité numérique - Détection des ondes gravitationnelles | vidéo

Trimestre 1 : Rédaction scientifique| Pr Rob Izzard

Le cours de rédaction scientifique consiste en des cours hebdomadaires de deux heures qui se tiendront de 10 h 15 à 12 h tous les mercredis à l'Institut d'astronomie d'Argeland, salle 0,008. Les cours consistent en environ 45 minutes de tutoriel suivi d'exercices interactifs. Vous devez prendre vos propres notes bien que les diapositives de la classe soient fournies sous forme numérique (voir le calendrier ci-dessous). Le cours ne rapporte pas de points de crédit, mais les travaux peuvent être liés à d'autres cours (solvables) et s'avérer donc inestimables dans la rédaction de votre thèse à venir. Le cours est enseigné principalement par Robert Izzard. Merci d'utiliser la page de commentaires : le code de connexion vous sera remis en classe.

Si vous êtes intéressé à venir au cours, veuillez envoyer un courriel dès que possible. Parce que l'espace est limité dans la salle 0.008, la priorité ira à ceux qui sont étudiants en Master ou qui sont sérieux au sujet de suivre l'ensemble du cours.

Une bonne communication est la clé pour se faire connaître dans le monde scientifique. Si vous ne pouvez pas écrire, et ne pouvez pas bien écrire, vos articles auront du mal à avoir un impact - en supposant qu'ils soient publiés.

Pourquoi tant de bons scientifiques ont-ils du mal à mettre leurs réflexions sur papier ? Ce cours vise à surmonter cet obstacle, à montrer que parce que vous êtes un scientifique, vous pouvez penser et écrire de manière logique, claire et précise. La majeure partie du cours porte sur la façon de structurer vos articles, mais une fraction importante concerne également le style et la langue anglaise. Les cours sont principalement interactifs et mettent l'accent sur l'apprentissage par la pratique.


Nouvelles et événements

Chaque semaine, le département accueille un expert de premier plan en physique ou dans un domaine connexe, de l'intérieur ou de l'extérieur de Tufts, pour parler et répondre aux questions sur son travail. Les conférences sont conçues pour être accessibles à toute personne ayant des connaissances de premier cycle en physique. Ils sont une partie importante de notre communauté intellectuelle, offrant une opportunité de se réunir et de découvrir les développements actuels les plus passionnants dans et autour de notre domaine commun, de la part des personnes qui les réalisent.

Sauf indication contraire, tous les colloques ont lieu le vendredi à 15h00 dans la salle 401 du Collaborative Learning and Innovation Complex (CLIC) au 574 Boston Avenue à Medford.

Printemps 2020

Abstrait:
Être posté.

vendredi 31 janvier
Comment faire un halo stellaire massif
Eric Peng, Université de Pékin

Abstrait:
Les galaxies les plus massives de l'Univers sont principalement constituées d'étoiles riches en éléments lourds ("métaux"), mais ces mastodontes sont également entourés d'un halo stellaire étendu, ancien et pauvre en métaux.Cette dichotomie est mise en évidence par l'omniprésence d'amas d'étoiles globulaires anciens et pauvres en métaux dans les halos des galaxies, ce qui indique une époque de formation d'étoiles à la fois précoce et rapide. D'où viennent les halos stellaires et pourquoi sont-ils si différents des populations stellaires dominantes dans les galaxies qui les hébergent ? Je présenterai des travaux d'observation récents sur les régions les plus denses de l'Univers voisin &mdash les noyaux de deux des amas de galaxies les plus proches, les amas de la Vierge et de Coma &mdash et discuterai de la façon dont les systèmes stellaires de faible masse comme les amas globulaires et les galaxies naines nous informent sur la l'histoire de l'assemblage de leurs homologues massifs.

Abstrait:
Les installations informatiques à grande échelle et les centres de données utilisent l'énergie électrique à un rythme toujours croissant. Les projections suggèrent qu'un futur ordinateur "à l'échelle exo" nécessitera la puissance de sortie d'une centrale nucléaire typique - une situation clairement intenable. Une approche pour résoudre ce problème consiste à construire un ordinateur à partir de tous les éléments supraconducteurs, qui dissipent très peu de puissance. Un tel ordinateur devrait être refroidi à des températures cryogéniques, il doit donc être extrêmement économe en énergie pour justifier la complexité et le coût supplémentaires associés au refroidissement.

Des circuits logiques supraconducteurs rapides et fiables existent depuis plus de 30 ans, ce qui manquait, c'est une mémoire cryogénique à haute densité, rapide et économe en énergie. Les mémoires magnétiques qui fonctionnent à température ambiante sont déjà disponibles dans le commerce. Chaque élément de mémoire contient deux très petits aimants, dont les pôles nord peuvent être parallèles ou antiparallèles. L'état de l'élément est lu en mesurant sa résistance électrique. Mais comment intégrer de telles structures magnétiques dans des circuits supraconducteurs, dont la résistance électrique est nulle ? La réponse réside dans un dispositif appelé "jonction Josephson", qui est un sandwich composé de deux supraconducteurs avec un non-supraconducteur entre eux. Si nous mettons la structure magnétique à l'intérieur du sandwich, alors les propriétés de la jonction Josephson dépendent de l'état magnétique - parallèle ou antiparallèle - des deux petits aimants à l'intérieur. Nous avons démontré deux manières différentes de contrôler les propriétés des jonctions Josephson, qui pourraient ensuite être utilisées comme les "bits" d'un grand réseau mémoire. Entre-temps, nos collaborateurs de Northrop Grumman Corporation ont conçu des circuits supraconducteurs qui peuvent à la fois « écrire » les états magnétiques et « lire » les propriétés des jonctions Josephson dans le réseau. À la fin de l'exposé, je mentionnerai ce qui doit être fait pour transformer ces résultats en un véritable ordinateur supraconducteur.

Abstrait:
Le Grand collisionneur de hadrons du CERN, à Genève, en Suisse, accélère les protons jusqu'aux énergies les plus élevées actuellement en exploitation. Une infime fraction des collisions, environ dix sur mille milliards, implique les interactions de quanta de force faible résidant à l'intérieur des protons. J'expliquerai comment de telles interactions produisent le boson de Higgs récemment découvert et comment il peut servir de portail expérimental vers des secteurs inconnus de particules élémentaires, comme la matière noire. Je décrirai également les défis techniques liés à la sauvegarde de ces fractions minuscules de collisions à faible force.

vendredi 21 février
Les cellules comme cristaux liquides vivants et le rôle des défauts topologiques
Francesca Serra, Université Johns Hopkins

Abstrait:
Plusieurs types de cellules vivantes sont allongées, elles s'alignent les unes avec les autres et atteignent spontanément un ordre d'orientation à longue portée. Toutes ces caractéristiques les rendent remarquablement similaires aux cristaux liquides. Cependant, contrairement aux cristaux liquides traditionnels, les cellules peuvent se déformer, se déplacer et se multiplier. Dans ce système spécial à cristaux liquides, nous examinons les défauts topologiques, les régions où les cellules ne peuvent pas s'aligner. Ces défauts affectent l'organisation des monocouches denses de cellules et peuvent avoir un rôle dans la formation de structures 3D et dans la répartition des contraintes mécaniques dans les tissus. Nous utilisons des indices topographiques pour guider l'orientation locale des cellules et nous pouvons ainsi accéder à des types de défauts qui ne sont généralement pas observés dans les monocouches cellulaires. Nous comparons différents types de cellules, telles que les fibroblastes et les cellules épithéliales, et nous observons leur comportement différent à proximité de défauts. Nous avons ensuite l'intention d'extraire les paramètres physiques pertinents et de les corréler avec les propriétés des cellules.

Abstrait:
Pourquoi les élèves font-ils des erreurs sur des problèmes de physique ? Des erreurs qui contredisent directement ce qu'on leur a enseigné ? Des erreurs qui ne résultent pas de l'omission de se souvenir de la bonne formule ? Au cours des dernières décennies, les chercheurs en éducation physique se sont concentrés sur une explication convaincante : les étudiants arrivent en classe avec des idées préformées sur la façon dont le monde fonctionne. Même s'ils peuvent mélanger ces idées avec celles présentées dans l'enseignement formel, les conceptions antérieures l'emportent souvent. Selon ces récits, les connaissances antérieures des élèves ont été construites par des processus rationnels, bien qu'imparfaits, d'observation et d'analyse, et toute idée nouvelle ou différente présentée en classe doit également être construite, pas simplement reçue. Déterminer quelles idées les élèves apportent avec eux en classe et comment les prendre en compte s'est avéré être un programme de recherche complexe et multidimensionnel qui a considérablement influencé l'enseignement de la physique. Cependant, ce n'est pas toujours le cas que les étudiants produisent des réponses incorrectes par le biais d'inférences logiques basées sur des prémisses incorrectes ou inappropriées - souvent ils ne savent pas Pourquoi ils ont choisi une réponse particulière, juste qu'elle semble juste. Les théories du « processus double » suggèrent que leurs réponses pourraient ne pas être basées sur une pensée dite « lente », qui est délibérée et laborieuse. Au lieu de cela, ils pourraient être basés sur une pensée dite « rapide », qui est automatique et sans effort. L'idée de base est que les étudiants se forment immédiatement et sans effort une première impression d'un problème de physique. Si cette impression est jugée satisfaisante, elle sera adoptée. Sinon, un processus délibéré et analytique s'ensuit. On pense que cette séquence ne peut pas être " désactivée ", c'est-à-dire qu'une première impression sera toujours formée. Si cela est attrayant et que les avantages de s'engager dans une réflexion plus intense ne sont pas évidents, alors un élève peut répondre de manière incorrecte, masquant ainsi ses connaissances conceptuelles. Dans cette conférence, je discuterai des efforts récents pour améliorer tous les deux compréhension conceptuelle et capacités de raisonnement. Des exemples seront choisis parmi la physique de niveau universitaire de première année.

Abstrait:
Je discuterai d'un pont entre une description « fondamentale » du tout premier univers et les observations les plus récentes que nous avons du satellite PLANCK. Certaines anomalies dans le CMB font apparaître une tension entre le modèle cosmologique standard ΛCDM à six paramètres et les observations. L'équipe PLANCK a commenté : ". si des anomalies ont une origine primordiale, alors leur nature à grande échelle suggérerait une explication enracinée dans la physique fondamentale. Ainsi, il vaut la peine d'explorer tous les modèles qui pourraient expliquer une anomalie (encore mieux, des anomalies multiples) naturellement, ou avec très peu de paramètres." Je montrerai que cette possibilité est réalisée dans la cosmologie quantique à boucle, où le spectre de puissance primordial est modifié en raison de la physique à l'échelle de Planck. Comme demandé par les organisateurs, la conférence s'adresse à un large public et en particulier ne supposera pas une familiarité avec la gravité quantique.

vendredi 13 mars
Pas de colloque. La veille des vacances de printemps.

vendredi 20 mars
Pas de colloque. Vacances de printemps.

Vendredi 27 mars - Annulé
Anna Sajina, Université Tufts

Vendredi 3 avril - Annulé
Neta Bahcall, Université de Princeton

Vendredi 10 avril - Annulé
Paul Humphreys, Université de Virginie

Vendredi 17 avril - Annulé
Eleni Katafori, Université de Philadelphie

Vendredi 24 avril - Annulé
Greg Rutledge, Institut de technologie du Massachusetts

Automne 2019

vendredi 6 septembre
Célébration du 50e anniversaire de Tufts du professeur Gary R. Goldstein
Simonetta Liuti, Université de Virginie / Leonard Gamberg, Penn State Berks

Abstrait:
Le département de physique et d'astronomie est fier d'organiser une célébration pour le 50e anniversaire du professeur Gary R. Goldstein à l'Université Tufts. Nous honorerons les contributions du professeur Goldstein aux domaines de la physique théorique des hautes énergies et nucléaire, de la recherche en enseignement des sciences et de la vie universitaire à Tufts, avec des conférenciers invités et une réception.

Abstrait:
Les feuilles déformables sont omniprésentes dans la nature et l'industrie à travers une vaste gamme d'échelles, du graphène à la feuille de métal en passant par la croûte terrestre. Les feuilles sont également au cœur des applications avancées, notamment l'électronique flexible et les satellites déployables ou les abris d'urgence. Pourtant, nous travaillons toujours pour comprendre comment les feuilles élastiques se déforment sous un chargement relativement simple, depuis la sélection d'une forme globale jusqu'aux fins détails microstructuraux. Je discuterai d'une série d'expériences utilisant des films interfaciaux et des membranes gonflées pour résoudre des problèmes couvrant toute cette gamme. Je décrirai comment un film polymère ultrafin enroulé autour d'une gouttelette de liquide adopte des formes hautement non symétriques lorsque la taille des gouttelettes est réduite, et comment cette sélection de forme globale peut être comprise à l'aide d'un modèle géométrique simple. Cette découverte révèle un lien fondamental entre les films interfaciaux et les ballons mylar. Inspirés par cette connexion, nous menons des expériences en utilisant des membranes gonflées pour découvrir comment les rides sinusoïdales lisses se transforment en "froissements" pointus, un motif de flambage qui semble être un élément générique pour les feuilles confinées.

Abstrait:
L'apprentissage automatique moderne a eu un impact démesuré sur de nombreux domaines scientifiques, et la physique des particules ne fait pas exception. La particularité de la physique des particules, cependant, est la grande quantité de connaissances théoriques et expérimentales que nous avons déjà sur de nombreux problèmes sur le terrain. Dans ce colloque, je présente deux études de cas impliquant la chromodynamique quantique (QCD) au Large Hadron Collider (LHC), mettant en évidence l'interaction fascinante entre les principes théoriques et les stratégies d'apprentissage automatique. Tout d'abord, en cataloguant l'espace de toutes les mesures QCD possibles, nous avons (re)découvert une technologie pertinente pour les voitures autonomes. Deuxièmement, en quantifiant la similitude entre deux collisions du LHC, nous avons débloqué une classe de techniques d'apprentissage automatique non paramétriques basées sur le transport optimal. En plus de fournir de nouvelles informations quantitatives sur la CDQ, ces techniques permettent de nouvelles façons de visualiser les données du LHC.

Abstrait:
On pense que les fusions et interactions de galaxies jouent un rôle clé dans l'évolution des galaxies. Ces collisions peuvent affecter de nombreuses propriétés importantes des galaxies, telles que leur structure physique, leurs taux de formation d'étoiles et la croissance de leurs trous noirs centraux. Cependant, les détails de ce rôle, et la façon dont il a changé au cours de l'ère de l'Univers, font encore l'objet de nombreux débats. Les modèles théoriques et certaines observations récentes ont suggéré que les fusions ne jouent pas un rôle dominant dans l'Univers primitif, mais qu'au lieu de cela, une grande partie de la croissance de la masse des galaxies peut être attribuée à des processus séculaires tels que les instabilités des disques. Je présenterai les résultats d'une analyse détaillée et multi-longueurs d'onde de galaxies sélectionnées pour avoir des taux de formation d'étoiles très élevés dans l'Univers primitif, à l'époque clé où la majorité des étoiles de l'Univers se sont formées. En étudiant la structure et la morphologie de ces objets, nous pouvons imposer des contraintes sur leurs historiques de fusion et quantifier comment un tel événement influence le taux global de formation d'étoiles. Je discuterai également des plans de travaux futurs utilisant de nouvelles installations afin de mieux comprendre et quantifier l'importance de ce rôle.

vendredi 4 octobre
Mini-conférences de la faculté
Membres du corps professoral de physique et d'astronomie

Abstrait:
Les membres du corps professoral de physique et d'astronomie donneront de brefs,

Entretiens de 4 minutes sur leurs intérêts de recherche. Cette session permettra aux étudiants de premier cycle et des cycles supérieurs intéressés de se renseigner sur les possibilités de recherche potentielles. Même pour les étudiants qui ne recherchent pas de postes de recherche, il s'agit d'un excellent moyen d'en savoir plus sur l'éventail des sujets abordés dans le département. Des membres de la Société des étudiants en physique (SPS) seront également présents pour présenter leur groupe et partager les avantages de l'adhésion.

Abstrait:
Les simulations prédisent que l'évolution des galaxies est régulée par l'accrétion, l'expulsion, le refroidissement et le chauffage du gaz dans les halos qui entourent les galaxies jusqu'à des centaines de kiloparsecs. Les quasars distants peuvent être utilisés pour rétro-éclairer et détecter le gaz circumgalactique en absorption, et à ce jour, des dizaines de milliers d'absorbeurs intermédiaires ont été détectés dans de grands levés spectroscopiques de quasars. Cependant, les défis d'observation liés à la connexion du gaz absorbant à leurs galaxies hôtes ont longtemps limité l'utilité même de vastes échantillons d'absorption de quasars pour une meilleure compréhension observationnelle du lien entre le milieu circumgalactique et l'évolution des galaxies. Je présenterai les résultats d'une nouvelle technique associant la spectroscopie des quasars au sol à l'imagerie infrarouge du télescope spatial Hubble et aux observations de grism pour étudier le milieu circumgalactique des galaxies au redshift z=1,2 (5 milliards d'années après le Big Bang). La nature sans fente des observations de grism permet de mesurer les environnements de groupe, les inclinaisons et les taux de formation d'étoiles pour cet échantillon important de galaxies avec et sans absorption circumgalactique. Les résultats fournissent des informations convaincantes sur les origines du gaz halo froid et enrichi en métaux et sur le potentiel d'entraînement du vent de leurs galaxies hôtes près de l'époque de pointe de la formation des étoiles.

vendredi 18 octobre
Les clés du succès. Sont quelque part au fond de mon sac à main
Nancy Gray, Gordon Conférences de recherche

Abstrait:
Le titre de cette présentation doit suggérer que je ne suis clairement pas un expert des clés du succès. Néanmoins, la présentation met en lumière mon cheminement de carrière sinueux, quelques-unes des « leçons » que j'ai apprises au cours des 30 dernières années et les « choses que je sais maintenant » mais « j'aurais aimé savoir alors ».

Nancy Ryan Gray est l'actuelle présidente et chef de la direction des Gordon Research Conferences. Nancy a reçu son B.S. diplôme en chimie de l'Université de Notre Dame en 1981 et son doctorat. en chimie des carburants de l'Université d'État de Pennsylvanie en 1985. Avant de rejoindre GRC, Nancy a été directrice des membres de l'American Chemical Society et spécialiste de la recherche en chimie organique chez Exxon Production Research Company (maintenant Exxon/Mobile). Nancy siège au conseil d'administration de Ligand Pharmaceuticals depuis août 2017. Elle est également récipiendaire du 2013 Providence Business News Industry Leader Award pour les organisations à but non lucratif. Nancy est membre de la Royal Society of Chemistry, membre de l'American Association for the Advancement of Science et membre de l'American Chemical Society. Nancy a reçu un doctorat honorifique en lettres humaines du Colby-Sawyer College en 2019 pour son leadership et son engagement envers les Gordon Research Conferences et la communauté scientifique.

Abstrait:
Nous savons que de nombreuses étoiles pré-séquence principale sont entourées de disques protoplanétaires, mais comment ces disques évoluent en systèmes planétaires est une question fondamentale en astronomie. Les jeunes étoiles et leurs disques sont connus pour être remarquablement variables, mais il n'est pas clair comment cette variabilité peut influencer les planètes au fur et à mesure qu'elles se forment. Cet exposé passera en revue les observations clés des disques protoplanétaires et de leurs jeunes étoiles, en se concentrant sur la variabilité multi-longueurs d'onde. Pour conclure, je discuterai des possibilités de progrès futurs dans les études dans le domaine temporel de ces jeunes systèmes.

Vendredi 1er novembre
Peur d'un univers sombre
Stephon Alexander, Université Brown

Abstrait:
Notre modèle standard de physique des particules et de relativité générale ont bénéficié d'une poignée de confirmation expérimentale de précision. La découverte de l'énergie noire, comprenant la majeure partie de la densité d'énergie dans l'univers, présente de sérieux problèmes à la fois pour les paradigmes sous-jacents de la relativité générale et le modèle standard, malgré leurs succès. Ce complexe d'énigmes observationnelles et théoriques est souvent appelé la constante cosmologique ou son incarnation moderne - le problème de l'énergie noire. Dans ce colloque, après une introduction pédagogique aux problèmes des constantes cosmologiques, je fournirai quelques nouvelles directions prometteuses, motivées par la gravité quantique et la gravité modifiée, qui ont la promesse d'aborder les problèmes entourant l'énergie noire, avec des prédictions possibles pour de futures expériences sur les ondes gravitationnelles. .

Jeudi 7 novembre
Conférence Kathryn A. McCarthy
Xiaowei Zhuang, Université de Harvard

Abstrait:
À l'intérieur d'une cellule, des milliers de gènes différents fonctionnent collectivement pour donner lieu à un comportement cellulaire. Comprendre les comportements émergents des cellules nécessite une imagerie à l'échelle du génome, ce qui promet de transformer notre compréhension dans de nombreux domaines de la biologie, tels que la régulation de l'expression des gènes, le développement du destin cellulaire et l'organisation de types cellulaires distincts dans des tissus complexes. Nous avons développé une méthode d'imagerie du transcriptome unicellulaire, MERFISH, qui permet l'imagerie de l'ARN à l'échelle du génome - c'est-à-dire l'imagerie et la quantification simultanées de milliers de gènes - dans des cellules individuelles. Cette approche permet la délimitation des réseaux de régulation des gènes, la cartographie des distributions moléculaires à l'intérieur des cellules et l'identification et la cartographie de types cellulaires distincts dans des tissus complexes. Nous avons également étendu cette approche pour imager de nombreux loci génomiques et tracer l'organisation 3D de l'ADN dans le noyau cellulaire. Je décrirai le développement technologique de MERFISH et ses applications en me concentrant sur l'atlas cellulaire des tissus complexes et l'organisation 3D du génome.

vendredi 15 novembre
La physique de l'auto-assemblage de virus
Vinothan Manoharan, Harvard School of Engineering and Applied Sciences

Abstrait:
Les virus simples sont constitués d'ARN et de protéines qui forment une enveloppe (appelée capside) qui protège l'ARN. La capside est très ordonnée, les protéines étant disposées dans une coquille icosaédrique. De nombreux virus simples sont auto-assemblés : vous pouvez mélanger l'ARN et les protéines de capside dans un tube à essai, et ils formeront spontanément des virus infectieux à haut rendement (ne vous inquiétez pas, aucun des virus dont je vais parler ne vous infectera, sauf si vous êtes une bactérie). Ce résultat suggère que nous pouvons comprendre l'auto-assemblage du virus à ARN du point de vue de la physique statistique. La question centrale est de savoir comment un processus aléatoire comme l'auto-assemblage peut conduire à un rendement élevé de virus bien formés. Pour répondre à cette question, nous avons développé une technique interférométrique qui nous permet de mesurer la diffusion de particules virales individuelles d'assemblage (bactériophage MS2) sur des échelles de temps allant de 1 ms à 1000 s. En comparant l'intensité diffusée à celle du virus sauvage, nous déduisons la masse de protéines qui se sont attachées à l'ARN central en fonction du temps. Nous constatons que les particules individuelles atteignent presque leur taille maximale en peu de temps après une période de retard beaucoup plus longue.La distribution des temps de retard suggère que l'assemblage suit une voie de nucléation et de croissance. Je discuterai de la façon dont une telle voie pourrait permettre au virus de s'assembler avec un rendement aussi élevé.

vendredi 22 novembre
Explosions cosmiques et accélérateurs cosmiques
Régina Caputo, NASA

Abstrait:
L'astronomie gamma est la science des extrêmes. L'été 2017 a inauguré l'ère de l'astrophysique multimessager et le télescope spatial à rayons gamma Fermi a été à l'avant-garde. Nous pouvons maintenant observer l'univers non seulement avec la lumière, mais aussi avec des ondes gravitationnelles et des particules. Lorsque deux étoiles constituées du matériau le plus dense de l'univers se sont écrasées, Fermi a observé une explosion de rayons gamma. Dans le même temps, l'onde gravitationnelle de cette explosion a été observée avec le Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO), déclenchant une campagne de presque tous les télescopes du monde pour observer l'événement résultant. Quelques mois après cette découverte, Fermi a également observé une galaxie lointaine accélérant des particules à des énergies extrêmes, produisant plus de rayons gamma qu'elle n'en avait jamais produit auparavant. Pendant ce temps, l'Observatoire de neutrinos du pôle Sud IceCube a détecté un neutrino de haute énergie qui nous renseigne sur les composants fondamentaux des particules accélérées. Ces messagers observés conjointement avec les rayons gamma du télescope spatial Fermi à rayons gamma ont révolutionné notre compréhension de l'univers extrême.

vendredi 29 novembre
Pas de colloque en raison des vacances de Thanksgiving.

Abstrait:
La préparation, la manipulation et la mesure d'états quantiques haute fidélité sont les trois pierres angulaires de toute plate-forme de traitement de l'information quantique. Dans cet exposé, je décrirai un nouveau paradigme appelé PIQUE (ou Parametrically-Induced Quantum Engineering), qui s'attaque aux trois défis dans un cadre unifié utilisant des interactions modulées de manière paramétrique entre les systèmes quantiques. Dans la première partie de mon exposé, je me concentrerai sur la façon dont les interactions induites de manière paramétrique ont stimulé de nouvelles fonctionnalités dans le domaine de l'amplification limitée quantique non réciproque. Dans la deuxième partie de l'exposé, je discuterai de la manière dont ces interactions peuvent être exploitées pour l'ingénierie d'état quantique, en particulier le contrôle dissipatif haute fidélité et la stabilisation de l'intrication. Enfin, je commenterai quelques nouvelles opportunités offertes par les systèmes paramétriques pour explorer la physique fondamentale des systèmes quantiques ouverts.


Voir la vidéo: Pourquoi ny a-t-il pas détoiles vertes? (Juillet 2021).