אַסטרוֹנוֹמִיָה

מה הפכפוך בסניף AGB?

מה הפכפוך בסניף AGB?

בתרשימים רבים של משאבי אנוש, ענף הענק האסימפטוטי כולל התנועעות. חשבתי שמדובר בפולסים תרמיים, אבל עכשיו אני מבין שיש הרבה פולסים תרמיים, ואני מוצא רק נענוע אחד. ההתנועעויות יכולות להיות מחפרות, אך יכולות להיות יותר חפירות, מכיוון שיש הרבה יותר מדופק תרמי אחד.

מה הכישלון בשלב ה- AGB?

פעימות תרמיות:

להתנועע בדרך AGB של כוכב המוני השמש:

להתנועע בדרך AGB של כוכב מסה סולארי 5:

כל התמונות מתוך מאמר הוויקיפדיה של AGB.


סאונד: וויגל בזמן תקופתי

כאשר גל רוחבי הוא נקודה גבוהה נקרא פסגה, וכאשר הוא נמצא בנקודה נמוכה נקרא שוקת. דוגמה לגל רוחבי יכולה להיות אדווה על בריכה. אדוות מעגליות קונצנטריות הנעות החוצה מנקודת הפגיעה תייצר כאשר נזרק חלוק נחל לבריכה. חלוק נחל מושלך מספק את האנרגיה לייצר גל נודד. http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Sound/tralon.html גלים אלקטרומגנטיים "גל רוחבי שכולל העברת אנרגיה חשמלית ומגנטית (דון באקלי, 2011)" הם עשויים מגנטיים רוטטים ו שדות חשמליים הנעים במדיום או בחלל במהירות האור. & hellip


מטאוריטים *

Michael E. Lipschutz, Ludolf Schultz, באנציקלופדיה של מערכת השמש (מהדורה שנייה), 2007

5.2 רכיבי גז אצילים ואתרי מינרלים

דיוןנו הקצר ב- Ne תיאר באופן עקרוני כיצד לפרק כמה מרכיבי Ne מנתון מטאוריטי ממוצע. למעשה, המצב מסובך יותר מכיוון שכל "רכיב" עשוי, למעשה, להיות בר-פתרונות למרכיבים ממקורות ספציפיים, שלכל אחד מהם דפוסי איזוטופ לשחזור הכוללים יותר מגז אצילי אחד. טיפולי מעבדה גאוניים יכולים להניב שלב המועשר במרכיב גזי אמיתי אחד מאחרים. אלה כוללים חקירה של דגנים בודדים, פירוק חומצה סלקטיבית של מינרלים ספציפיים, העשרה בצפיפות מינרלים באמצעות נוזלים כבדים, חימום בשלבים וניתוח המוני של גזים התפתחו במרווח טמפרטורה כלשהו, ​​או שילוב כלשהו של צעדים אלה (ואחרים).

5.2.1 דגנים בין-כוכבים במטאוריטים

עד לשנת 1970 בערך, מערכת השמש נחשבה "הומוגנית איזוטופית", אובייקטים בה נוצרו מערפילית ראשונית מעורבת היטב וכימית ואיזוטופית. (הגילוי המאוחר יותר של וריאציות איזוטופיות של חמצן, למשל איור 11, הפריך זאת.) עם זאת, גם אז, דגימות נדירות שהופקו מטאוריטים הציגו תוכן חריג של, למשל, איזוטופים Ne או Xe. לא ניתן להסביר את החריגות הללו על ידי תהליכים מבוססים כמו ריקבון של רדיונוקלידים טבעיים, אינטראקציה של קרניים קוסמיות עם חומר או חלוקה פיזית או כימית תלויה במסה.

חריגות איזוטופיות אלה, בדרך כלל בסדרי גודל גדולים יותר מאשר בחומרים אחרים של מערכת השמש, קשורות לשלבים מינרליים קלים מאוד של כונדריטים פרימיטיביים המופצים באופן לא סדיר במטאוריטים ללא שיווי משקל. מינרלים אלה כוללים יהלום, גרפיט, סיליקון קרביד ותחמוצת אלומיניום, שגודל גרגירים טיפוסי הוא 1-10 מ ', ויהלום קטן בהרבה (∼0.002 מ'). גרגרי SiC פרסולריים, לפחות, עוקבים אחר חלוקה המונית של כוח כוח הנשלטת על ידי חלקיקי תת-מיקרון, עם גדולים נדירים. מינרלים אלה נדירים במטאוריטים (למשל, SiC בכונדר CM, Murchison, הוא בערך 5 עמודים לדקה במסה). איור 16 מתאר אנומליה כזו, ההרכב האיזוטופי של Ba ב- SiC קדם-סולארי מופרד ממורצ'יסון. הנתונים מנורמלים לערכים יבשתיים של 130 Ba ו- 132 Ba, האיזוטופים החריגים של תהליך S ו- R (ראה להלן) הנמצאים הרבה מעל הקו האופקי.

איור 16. איזוטופים יציבים של Ba ב- SiC נפרדים מהכונדריט CM של מורצ'יסון, מנורמלים לאלה שב- Ba היבשיים הרגילים. אותיות מצביעות על תהליכים נוקלאוסינתטיים באמצעותם מייצרים איזוטופים בודדים. איזוטופי לכידת הנויטרונים הקדם-סולרית (במועדי זמן איטי, s ומהיר, r, שנוצרו בשלבי presupernova ו- supernova בהתאמה) הם גבוהים באופן חריג, עד 4 ×.

מכיוון שההרכב האיזוטופי של גרגרים אלה שונה בפירוש מאלו של חומר במערכת השמש הרגילה, הם חייבים לנבוע מחוץ למערכת השמש שלנו. גרגרים אלה שולבו בערפילית השמש עם זיכרונות שלמים ממקורותיהם הנוקליאו-סינתטיים האישיים, הצטברו לחומר מטאוריטי ושרדו מן הסתם את כל הפרקים המאוחרים יותר בתולדות גופם ההורי. החריגות האיזוטופיות שזוהו עד כה מצביעות על תהליכים גנטיים ספציפיים. רוב גרגרי ה- SiC נוצרו ככל הנראה בכוכבים על ענף הענק האסימפטוטי (כלומר, כוכבי AGB) בתרשים הרצפרונג-ראסל. זהו המקור לאיזוטופים המופקים על ידי לכידת נויטרונים בסולם זמנים איטי (או מה שמכונה תהליך S), כאשר נוקלידים מהירים של לכידת נויטרונים (תהליך r) נוצרים מיד לפני שלב הסופרנובה. נראה כי סופרנובות נדרשות להסביר את החריגות האיזוטופיות ביהלומים זעירים.

החריגות האיזוטופיות של יסודות קורט רבים בגרגרים קדם-סולריים אלה מספקות שפע של מידע ייחודי בנוגע להתפתחות הכוכבים והנוקלאוזינתזה. מידע זה ניתן להשיג רק על ידי ניתוחים ממצים, מפורטים, רגישים מאוד ומדויקים ביותר של דגנים בין-כוכביים נדירים מדגימות פרימיטיביות במעבדות ארציות, ודורשים השראה וזיעה. אין ספק, חריגות איזוטופיות במרכיבים מטאוריטים נדירים אלה יספרו לנו יותר על היווצרות כוכבים והתפתחותם, כמו גם על היווצרותה וההיסטוריה המוקדמת של מערכת השמש.

5.2.2 CAI

בנוסף לחומרים בטמפרטורה נמוכה, כמו המטריצה ​​של כונריטים C1 וגרגרים קדם-סולריים, גרגרים עקשן כמו CAI מתעדים גם היסטוריה סולארית מוקדמת. ה- CAI כולל תכלילים עקשן בגודל מילימטר עד סנטימטר, שניתן לזהות אותם במיוחד בכונדרריטים C2 ו- C3 אך ניתן לזהות אותם גם בכמה UOC ובכונדרריטים R ו- E3. בדרך כלל, CAI מורכב ממכלולי סיליקט עקשן ותחמוצות מוקפים על ידי להקות מינרלים רב שכבתיות דקות. קומפוזיציות ריבוי של CAI מסכימות עם חישובים על ידי מודלים של אידוי אדים בתצהיר שיווי משקל, המייצגים את 5% הראשונים של חומר ערפילי המתעבה שמתמצק ב- 1400 K מעלה מגז של הרכב קוסמי (פוטוספירי סולארי) בלחץ של 10 -3 אטמ או ב 0.3 כספומט, אם יחס האבק / גז מועשר פי 40. CAI בודדים ביותר מכילים חלקיקים זעירים (בדרך כלל & lt50 מ ') עשירים מאוד בסידרופילים עקשן (Re, W, Mo, Pt, Pd, Os, Ir ו- Rh) ולעיתים גם בליטופילים עקשן כמו Zr ו- Sc. לעיתים, גושים מתכתיים עקשניים קטנים יותר (בגודל מיקרומטר) נמצאים המורכבים ממתכות אצילות טהורות חד פאזיות או מסגסוגותיהן.

המורכבות המרקמת והמינרולוגית של CAI מעידה על מגוון תהליכי היווצרות ושינוי בתולדותיהם. אין ספק, CAI שנוצר בתכונות של טמפרטורות גבוהות של חלקם מעיד על עיבוי אדים כמוצקים גבישי, ואילו אחרים משקפים לכאורה ביניים נוזליים או אמורפיים. התנפחות, התכה, מטמורפיזם מוצק ו / או שינוי בערפילית או לאחר הצטברות עשויים גם הם להשפיע על חלקם של CAI רבים. ברור של- CAI היו היסטוריות מסובכות שהסתירו את תכונות המרקם העיקריות שלהן אך לא השאירו את תכונותיהן הכימיות והאיזוטופיות יחסית.

באופן כרוך, נתקלים ב- CAI גרגירים עדינים לעיתים קרובות יותר מאשר בגרגירים גרגירים, אך אלה נחקרים ביתר קלות. CAI מגורען גס מקובצים לארבעה סוגים, המוגדרים בעיקר על ידי מינרלוגיה, שנוצרים בטמפרטורות נמוכות בהדרגה: סוג A, הנשלט על ידי מליליט, Åkermanite קומפוזיצית (Åk) 0-70 Type B, תערובת של מליליט, פירוקסין פסיטית, ספינל, ו- סוג C הנשלט על ידי אנורתיט מינורי וכללים נושאי פורסטריט. סוג CAI נראה מגוון ביותר, ככל הנראה כי הוא התעבות כמוצק מאדי עם הרבה שינויים קשים, ולכן השחזור של הרכבם המקורי קשה. שלושת הסוגים הנוספים נוצרו מתערובות מותכות חלקית להמיסת טיפות, בהתאמה. CAI מסוג B הם מינרלוגית המורכבים ביותר ומארחים מגוון רחב בהרבה של חריגות איזוטופיות. מבחינה קומפוזיטיבית, CAI משקפים מקור בטמפרטורה גבוהה והם עשירים בעקשנים: ליתופילים עקשן כמו REE מועשרים בדרך כלל 20 ומעלה ביחס לקומפוזיציות C1, אם כי שונות ניכרת מתרחשת ב- CAI בודדים עקב היסטוריה תרמית וריאציות של פליטת חמצן. תרכובות איזוטופיות של חמצן של CAI עוזרות להגדיר את קו המינרלים ללא מים (עם שיפוע 1) באיור 11.

CAI מסוג B בגודל הסנטימטר בכונדריטים C3V מושך את העניין הרב ביותר, והמינרלים האישיים שלהם נבדקו על ידי מגוון מכשירים מתוחכמים מאוד, שמביאים מבייש טכניקות מיקרו-אנליטיות כימיות קונבנציונליות. רבים מכל אלה מציגים חריגות איזוטופיות (בכיוונים חיוביים ו / או שליליים) עבור O, Ca, Ti ו- Cr. כמה CAI, שאינם מובחנים מינרלוגית וטקסטואלית מאחרים, נקראים הכללות FUN מכיוון שהם מציגים השפעות איזוטופיות גרעיניות מפוצלות ובלתי מזוהות הכרוכות לא רק ב- Kr ו- Xe אלא גם באלמנטים כמו Mg, Si, Sr, Ba, Nd ו- Sm. שש תכלילים של FUN מכילים חמצן מפוצל המוני (כלומר, עוקבים אחר שיפוע 1/2 קווים באיור 11), ושני הכללות מסוג B של שש אלה מציגות חריגות איזוטופיות לכל יסוד שנחקר עד כה.

למרות ש- CAI, באופן כללי, וכללי FUN, בפרט, מניבים מידע רב, עדיין איננו יודעים מדוע חריגות איזוטופיות מופיעות בחלק מה- CAI אך לא באחרות, ומדוע אלמנטים מסוימים במדגם מציגים חריגות אך אחרים אינם. ה- CAI נוצר ככל הנראה מחומר לא ממוגן בתחילת מערכת השמש וההיסטוריה בדיוק כמו או לפני שקיבלו כונרות, בתהליכים אנלוגיים.


תוכן

תכונות כוכבים של גוש אדום משתנות בהתאם למוצאם, בעיקר למתכתיות של הכוכבים, אך בדרך כלל יש להם סוגים ספציפיים של ספקטרום K וטמפרטורות יעילות בסביבות 5,000 K. הגודל החזותי המוחלט של ענקי הגושים האדומים ליד השמש נמדד ב ממוצע של +0.81 עם מתכתיות בין -0.6 ל +0.4 dex. [1]

ישנה התפשטות ניכרת בתכונותיהם של כוכבי גושים אדומים גם בקרב אוכלוסייה אחת של כוכבים דומים כמו אשכול פתוח. זה נובע בחלקו מהשונות הטבעית בטמפרטורות ובהירותם של כוכבי ענף אופקיים בעת היווצרותם ובמהלך התפתחותם, ובחלקם בשל נוכחותם של כוכבים אחרים בעלי תכונות דומות. [2] אף על פי שכוכבי גושים אדומים הם בדרך כלל חמים יותר מכוכבי ענף אדום-ענק, שני האזורים חופפים וניתן להקצות את מעמדם של כוכבים בודדים רק במחקר שפע כימי מפורט. [3] [4]

דוגמנות של הענף האופקי הראתה שלכוכבים יש נטייה חזקה להתקבץ בקצה הקריר של הענף האופקי של גיל האפס (ZAHB). נטייה זו חלשה יותר בכוכבי מתכות נמוכים, ולכן הגוש האדום בולט בדרך כלל יותר באשכולות עשירים במתכות. עם זאת, ישנן השפעות אחרות, ויש גושים אדומים מאוכלסים היטב בכמה אשכולות כדוריים דלים מתכת. [6] [7]

כוכבים עם מסה דומה לשמש מתפתחים לעבר קצה הענף האדום-ענק עם ליבת הליום מנוון. כוכבים מסיביים יותר עוזבים את הענף האדום-ענק מוקדם ומבצעים לולאה כחולה, אך כל הכוכבים עם גרעין מנוון מגיעים לקצה עם מסות ליבה, טמפרטורות ואורות דומים מאוד. לאחר הבזק ההליום הם שוכבים לאורך ה- ZAHB, כולם עם ליבות הליום קצת פחות מ- 0.5 מ ' ותכונותיהם נקבעות בעיקר על פי גודל מעטפת המימן מחוץ לליבה. מסות מעטפה נמוכות יותר גורמות להתמזגות מעטפת מימן חלשה יותר ומעניקות כוכבים לוהטים ומעט פחות זוהרים המתוחים לאורך הענף האופקי. מסות התחלתיות שונות וריאציות טבעיות בשיעורי אובדן המסה על הענף האדום-ענקי גורמות לשינויים במסת המעטפת למרות ש ליבות הליום כולן זהות. כוכבים בעלי מעט מתכות רגישים יותר לגודל מעטפת המימן, ולכן עם אותם מסות מעטפה הם מתפשטים לאורך הענף האופקי ופחות נופלים בגוש האדום.

אף על פי שכוכבי גושים אדומים שוכבים בעקביות לצד החם של הענף האדום-ענקי ממנו הם התפתחו, כוכבי הגוש האדום וכוכב הענף האדום מאוכלוסיות שונות יכולים לחפוף. זה קורה ב- ω קנטאורי, שם לכוכבי ענף אדום ענק ענפי מתכת יש טמפרטורות זהות או חמות יותר כמו ענקי גושים אדומים עשירים יותר במתכת. [3]

כוכבים אחרים, לא כוכבי ענף אופקיים לחלוטין, יכולים לשכב באותו אזור של דיאגרמת ה- HR. כוכבים מאסיביים מכדי לפתח גרעין הליום מנוון על ענף האדום-ענק, יציתו הליום לפני קצה ענף האדום-ענק ויבצעו לולאה כחולה. עבור כוכבים רק קצת יותר מסיבי מהשמש, בסביבות 2 מ ' , הלולאה הכחולה קצרה מאוד ובבהירות הדומה לענקי הגושים האדומים. כוכבים אלה הם בסדר גודל פחות שכיח מכוכבים דמויי שמש, אפילו נדיר יותר בהשוואה לכוכבים התת-סולריים שיכולים ליצור ענקי גושים אדומים, ומשך הלולאה הכחולה הוא הרבה פחות מהזמן של ענק הגושים האדומים. על הענף האופקי. המשמעות היא שמתחזים אלה הם הרבה פחות נפוצים בתרשים ה- H – R, אך עדיין ניתנים לזיהוי. [2]

כוכבים עם 2–3 מ ' יעבור גם דרך הגוש האדום כשהם מתפתחים לאורך ענף תת הענק. זה שוב שלב מהיר מאוד של אבולוציה, אך כוכבים כמו OU Andromedae נמצאים באזור הגושים האדומים (5,500 K ו- 100 L ) למרות שהוא נחשב כענק ענק החוצה את פער הרצפרונג. [2]

בתיאוריה, האורות המוחלטים של כוכבים בגוש האדום הם בלתי תלויים למדי בהרכב הכוכבים או בגילם, ולכן הם יוצרים נרות סטנדרטיים טובים להערכת מרחקים אסטרונומיים בתוך הגלקסיה שלנו וגם לגלקסיות ואשכולות סמוכים. וריאציות בגלל מתכתיות, מסה, גיל והכחדות משפיעות על תצפיות חזותיות יותר מדי כדי שיהיו להן תועלת, אך ההשפעות קטנות בהרבה באינפרא אדום. בפרט תצפיות להקת אינפרא אדום I שימשו במיוחד לקביעת מרחקים של גושים אדומים. עוצמות מוחלטות לגוש האדום במתכויות השמש נמדדו ב -0.22 ברצועת ה- I וב -1.54 ברצועת K. [8] המרחק למרכז הגלקטי נמדד בדרך זו, מה שמביא לתוצאה של 7.52 ק"ג בהתאמה לשיטות אחרות. [9]

אין לבלבל בין הגוש האדום לבין "בליטה אדומה" או בליטת ענף אדום-ענק, המהווה קיבוץ פחות בולט של ענקים לאורך ענף האדום-ענק, שנגרם כאשר כוכבים העולים לענף האדום-ענק יורדים זמנית בבהירות. בגלל הסעה פנימית. [10]

רבים מה"ענקים האדומים "הבהירים הנראים בשמים הם למעשה כוכבי גוש אדום בגודל המוקדם K:

לעיתים נחשב לארקטורוס כגוש ענק, [13] אך כיום הוא נחשב יותר לענף הענק-אדום, קריר יותר ומואר יותר מכוכב גוש אדום. [14]


החלל תמיד עבר צבא, פשוט לא נשק - עדיין, בכל מקרה

בפגישה האחרונה של המועצה הלאומית לחלל ב- 23 באוקטובר דנו גורמים רשמיים כיצד ליישם ענף חדש של הצבא שנקרא כוח החלל. ושוב ושוב הם הצביעו על ההיסטוריה הארוכה של ההנהגה הצבאית האמריקאית בחלל כהצדקה לצורך הארגוני.

זו היסטוריה שחלק מאוהדי החלל אפילו לא מבינים שקיימת. אך כאשר, למשל, סגן נשיא ארה"ב, מייק פנס, טוען את כוח החלל באומרו כי החלל היה מאז ומתמיד ממלכה צבאית, הוא מתאר את ההיסטוריה במדויק ואינו מתוודה על הפרה של האמנות הבינלאומיות.

נתחיל מההתחלה - תרתי משמע, עם הימים הראשונים של חקר החלל. כשארה"ב שיגרה את הלוויינים הראשונים שלה, לא הייתה נאס"א. במקום זאת, הצבא, חיל האוויר ואפילו חיל הים חשבו על חלל. "הנקודה התחתונה היא שהצבא היה מעורב בפעילות בחלל מאז שהיו פעילויות בחלל", אמר ג'ון לוגסדון, היסטוריון חלל מאוניברסיטת ג'ורג 'וושינגטון, ל- Space.com. כדי להפחית את ההתקוטטות בין ענפים, הקים הנשיא דווייט אייזנהאואר את הסוכנות להגנה על פרויקטים מחקריים מתקדמים (DARPA) שתפקח על כל עבודות החלל הצבאיות. [מהו חיל החלל האמריקני?]

אבל אייזנהאואר דיברו גם ליצור סוכנות אזרחית נפרדת - מה שהפך לנאס"א. ואם שמעתם הרבה על עבודתה של נאס"א, אפילו על תוכנית אפולו הגיאופוליטית שלה, אך לא כל כך על עבודות DARPA, זה לא מפתיע. "ובכן, במובן מסוים זה היה בכוונה, שיהיה מצד אחד סוכנות אזרחית פתוחה שעושה דברים שהמדינה יכולה להתפאר בהם, ובאותה עת מצד שני אתה עושה דברים לביטחון לאומי שלא דיברת עליהם. בערך, "אמר לוגסדון. "נאס"א הייתה דרך יעילה מאוד להעביר את תשומת הלב לצד האזרחי."

במקום זאת, הוא נועד לאסוף את כל העבודות שענפים שונים של הצבא מבצעים בחלל, החל מצפייה בפריסת טילים וכלה במעקב אחר חלליות המובאות למסלול. "החלל התחיל להיות צבאי, אך עד כה לא נשק באופן גלוי," אמר לוגסדון. "אולי אין קו אדום עז ומבריק, אלא קו מטושטש שעדיין לא נחצה."

קו מטושטש זה הוקם על ידי אמנת החלל החיצונית, שנכנסה לתוקף בשנת 1967 ושלטענתה קובעת כיצד צבאיות יכולות להתנהג בחלל - אך למעשה משאיר הרבה מקום להתנועע. זה מוציא מחוץ לחוק כמה פעולות ספציפיות מאוד: למשל, אין כלי נשק להשמדה המונית למסלול, ואין לשים נשק גרעיני על גרמי שמים כמו הירח.

אולם הוראות האמנה אינן ברורות כמו שאפשר היה לחשוב. מה לגבי הצבת נשק להשמדה המונית בחלל מבלי להשיג מסלול מלא? מה לגבי כלי נשק שלא יגרמו להשמדה המונית? כמה הרס בכלל נחשב להרס המוני?

"יש הבדל, לפחות מבחינה משפטית, בין מיליטיזציה למשהו לנשק משהו", אמר מייקל דודג ', עורך דין חלל באוניברסיטת צפון דקוטה ל- Space.com. "זהו למעשה דיון ארוך מאוד שהתנהל באולמות חוק החלל כבר עשרות שנים." [XS-1: מטוס חלל צבאי אמריקני בתמונות (גלריה)]

והעניין מתבלבל עוד יותר בגלל העובדה שלרוב המכריע של הלוויינים במסלול סביב כדור הארץ יש מטרות צבאיות ואזרחיות כאחד - כ- 95 אחוז מהלוויינים הם מה שמכונה שימוש כפול, על פי ג'ונסון פריז. אלה כוללים כמה דוגמאות מוכרות מאוד. "מערכת ה- GPS היא טכנית נכס צבאי," אמר דודג '. "הם פשוט חולקים את זה עם שאר העולם הם לא צריכים לעשות את זה טכנית." והצבא משתמש בתמורה ובשירותים הניתנים על ידי לוויינים אזרחיים.

החפיפה חורגת מנתוני לווין. שקול חללית שיכולה לתמרן את עצמה (לא רק כדי לשמור על גובהה), יכולת שיכולה להיות למטרות אזרחיות תקפות לחלוטין, אך גם פירושה שהיא תיאורטית יכולה להיות מכוונת להתנגש בחללית אחרת. זה לא נאסר על ידי אמנת החלל החיצון, וזה בהחלט לא יכולת שמדינות רוצות להישאר בלעדיה אם לאחרים יש את זה.

שלב עמימות באמנה ועמימות בטכנולוגיה והתוצאה היא בדיוק מה שהיית מצפה. "יש כמות עצומה של שטח אפור," אמרה ג'ונסון-פריז. "אני חושבת שיש חלק גדול מאוד מקהילת האבטחה שמאוד שמחה על העמימות הללו", אמרה.

האם אי-הוודאות הזו תדחוף חלל ממילטרני לנשק עדיין לא ברור. "אם אתה יוצר כוח חלל מלא, האנשים בכוח החלל הזה ישקלו דרכים להפעיל כוח בחלל או מהחלל," אמר לוגסדון. "יש אסכולה שאומרת כי המשך התייחסות לחלל כאל מקדש חופשי מסכסוך מזוין היא סוג של שליחת שוטה, שכל זירה אחרת לפעילות אנושית - יבשה, ים, אוויר - נשק, והרעיון כי אתה יכול לשמור ללא הגבלת זמן על שטח להיות נשק הוא תמים. "


היווצרות אבק והאצת רוח סביב כוכב AGB העשיר בתחמוצת האלומיניום W Hydrae

גרגרי אבק, שנוצרו סביב כוכבי ענף ענק אסימפטוטי (AGB), מואצים על ידי קרינת כוכבים כדי להניע את רוחות הכוכבים, המספקות גרעינים מסונתזים טריים לגלקסיה. סיליקט הוא זן האבק השולט בחלל, אך

40% מכוכבי ה- AGB העשירים בחמצן נחשבים לכמויות דומות של אבק תחמוצת אלומיניום. היווצרות אבק ומנגנון הרוח סביב הכוכבים העשירים בחמצן, לעומת זאת, אינם מובנים היטב. אנו מדווחים על ההתפלגויות המרחביות של מולקולות AlO ו- 29 SiO סביב כוכב AGB עשיר בתאי תחמוצת האלומיניום, W Hydrae, בהתבסס על תצפיות שהתקבלו עם מערך Atacama Large Millimeter / Submillimeter. מולקולות AlO נצפו רק בשלושה רדיוסים כוכבים (רכוכבואילו 29 SiO הופץ ברוח המואצת מעבר ל -5 רכוכב ללא דלדול משמעותי. זה מרמז מאוד כי אבק תחמוצת אלומיניום מרוכז ממלא תפקיד מפתח בהאצת הרוח הכוכבית ובמניעת היווצרות יעילה של אבק סיליקט סביב W Hydrae.

דמויות

איור 1. AlO נ = 9–8 מעבר ...

איור 1. AlO נ = מעבר 9-8 שנצפה סביב W Hya.

איור 2. קו SiO 29 ( v ...

איור 2. קו SiO 29 ( v = 0, י = 8-7) נצפתה סביב W ...

איור 3. דיאגרמות מהירות מיקום של 29 SiO ...

איור 3. דיאגרמות מהירות מיקום של קו SiO 29 ( v = 0, י = 8–7)…


מטאוריטים, שביטים וכוכבי לכת

1.02.8.2 קומפוזיציות איזוטופיות

מדידות גז אצילי נעשו על דגימות בצובר של ארבע שברים צפיפות ממורצ'יסון (Amari) ואח '., 1995 ב) ובגרגירים בודדים (ניקולס ואח '., 1995). בניגוד ל- SiC, נראה כי חלק ניכר מה- Ne-E בגרפיט נובע מהדעיכה של קצרת מועד (ט1/2= 2.6 שנים) 22 Na (Clayton, 1975), ככל הנראה מיוצר בסופרנובות (Amari, 2003, 2006 Amari ואח '., 2005 ג). זה נתמך על ידי יחסי 4 He / 22 Ne הנמוכים שנמדדו בגרגרים בודדים (Nichols ואח '., 1995). לקריפטון בגרפיט שני מרכיבי תהליך s עם חשיפות נויטרונים שונות ככל הנראה, השוכנות בשברי צפיפות שונים (Amari ואח '., 1995 ב). נראה שלקריפטון בגרפיט בצפיפות נמוכה מקור של SN, ואילו שבגרפיט בצפיפות גבוהה נראה שמקורו בכוכבי AGB נמוכים מתכתיים (Amari ואח '., 1995 ב, 2006).

ניתוחי מיקרופראב יונים של גרגרים בודדים גילו את אותו טווח של 12 יחסי C / 13 C כמו בגרגרי SiC, אך ההתפלגות שונה לחלוטין (איור 6). ברוב הדגנים החריגים יש עודפי 12 מעלות צלזיוס, בדומה לגרגרי SiC X. לשבר משמעותי יש יחס נמוך של 12 צלזיוס / 13 צלזיוס כמו גרגירי SiC A + B. ברוב גרגרי הגרפיט יש יחס איזוטופי של חנקן קרוב לשמש (Hoppe ואח '., 1995 זינר ואח '., 1995 ג'דהאב ואח '., 2006). לאור הטווח העצום ביחסי איזוטופ פחמן, יחסי חנקן תקינים אלה אינם יכולים להיות מהותיים וככל הנראה הם תוצאה של שיווי משקל איזוטופי, על גוף האם המטאוריט או במעבדה. ככל הנראה, אלמנטים כגון חנקן הם הרבה יותר ניידים בגרפיט מאשר ב- SiC. יוצא מן הכלל הם גרגרי גרפיט בצפיפות נמוכה (≤2.05 גרם ס"מ -3), בהם יש חנקן חריג (איור 12). לגרגרי גרפיט בצפיפות נמוכה (LD) יש באופן כללי ריכוזי יסודות קורט גבוהים יותר מאלו עם צפיפות גבוהה יותר ומסיבה זו נחקרו בהרכבם האיזוטופי בפירוט (Travaglio. ואח '., 1999 ג'דהאב ואח '., 2006). לאלה עם חריגות חנקן יש 15 N עודפים (איור 12). לגרגרי LD רבים יש עודפי 18 O גדולים (Amari ואח '., 1995c שטאדרמן ואח '., 2005 א ג'דהאב ואח '., 2006) וגבוהים ביחס של 26 Al / 27 Al שכמעט מגיעים לאלה של גרגרי SiC X (איור 12) וגבוהים בהרבה מאלו של גרגרי SiC המיינסטרים (איור 5). עודף חמצן -18 מתואם עם יחסי 12 C / 13 C. דגנים רבים בצפיפות נמוכה שניתן לקבוע בהם דיוק מספיק ביחסי איזוטופיה של סיליקון מראים 28 עודפי Si, אם כי נראים גם עודפים גדולים של 29 Si ו- 30 Si. הדמיון של החתימות האיזוטופיות לאלו של SiC X מצביע על מקור SN של גרגירי LD גרפיט. 18 העודפים של 18 O תואמים למוצא כזה. שריפת הליום מייצרת 18 מעלות 14 N, השולטת באיזוטופים של CNO בחומר שעבר שריפת מימן באמצעות מחזור CNO. כתוצאה מכך, אזור ה- H / C בכוכבים מסיביים לפני SNII (ראה איור 9), שחווה שריפת הליום חלקית, הוא בעל שפע של 18 O (Woosley and Weaver, 1995). כוכבי וולף-רייט במהלך מעברי ה- WN-WC אמורים להציג גם 12 מעלות צלזיוס, 15 נ 'ו -18 מעלות ויחס גבוה של 26 אל / 27 אל (ארנולד ואח '., 1997) אך גם עודפים גדולים ב- 29 Si ו- 30 Si ולכן אינם נכללים כמקור לגרגירי LD עם 28 עודפי Si.

איור 12. יחסים איזוטופיים של חנקן, אוגיגן, פחמן ואלומיניום נמדדים בגרגרי גרפיט בודדים בצפיפות נמוכה. מוצגים גם נתונים עבור Si presolar3נ4 גרגירי SiC מסוג X. איור מ- Zinner (1998a) עם נתונים נוספים מ- Nittler and Hoppe (2005) ו- Jadhav ואח '. (2006) .

ישנן תכונות נוספות המצביעות על מקור SN של גרגירי LD גרפיט. כמה דגנים מראים עדויות ל- 44 Ti (Nittler ואח '., 1996), באחרים יש עודפים גדולים של 41 K, וזה חייב להיות בגלל ריקבון הרדיואיזוטופ 41 Ca (ט1/2= 1.05 × 10 5 שנים) (עמרי ואח '., 1996). 41 Ca / 40 Ca יחסי הסברה גבוהים בהרבה (0.001-0.01) מאלה שנחזו למעטפות של כוכבי AGB (Wasserburg ואח '., 1994 זינר ואח '., 2006a) אך הם נמצאים בטווח הצפוי לאזורים העשירים בפחמן ובחמצן של סופרנובות מסוג II, כאשר תפיסת נויטרונים מובילה לייצור של 41 Ca (Woosley and Weaver, 1995). מדידות של יחסי איזוטופין של סידן בגרגרים ללא ראיות ל- 44 Ti מראות עודפים ב- 42 Ca, 43 Ca ו- 44 Ca, כאשר 43 Ca הם בעלי העודף הגדול ביותר (Amari ואח '., 1996 Travaglio ואח '., 1999). דפוס זה מוסבר בצורה הטובה ביותר על ידי לכידת נויטרונים באזורי He / C ו- O / C (איור 9) של סופרנובות מסוג II. במקרים בהם נמדדו יחסי איזוטופ טיטניום (Amari ואח '., 1996 ניטלר ואח '., 1996 Travaglio ואח '., 1999 Stadermann ואח '., 2005 א) הם מראים עודפים גדולים ב- 49 Ti וקטנים יותר ב- 50 Ti. דפוס זה מעיד גם על לכידת נויטרונים והוא תואם היטב את התחזיות לאזור ה- He / C (Amari ואח '., 1996). עם זאת, ניתן להסביר 49 עודפי גדול של Ti בגרגרים עם יחסים נמוכים יחסית (10-100) 12 C / 13 C רק אם לוקחים בחשבון תרומות מהדעיכה של 49 V (Travaglio ואח '., 1999). שטאדרמן ואח '. (2005a) מדדו יחסי איזוטופ חמצן של תת-גרגרי TiC בודדים בפרוסות מיקרוטום של כדורית גרפיט עם חתימות SN. לדגנים אלה היו עודפי 18 O משתנים שהיו גדולים משמעותית מאלו שבגרפיט. או שהם נוצרו באזור אחר של נפיחת ה- SN לפני הצטברותם לגרפיט הצומח או שהם שמרו על הרכב האיזוטופים החמצן המקורי שלהם טוב יותר מהגרפיט במהלך שיווי משקל חלקי עם חמצן רגיל איזוטופי.

ניקולוסי ואח '. (1998 ג) דיווחו על מדידות RIMS של יחסי איזוטופיה של זירקוניום ומוליבדן בגרגרי גרפיט בודדים משבר הצפיפות הגבוה ביותר של מורצ'יסון (2.15-2.20 גרם ס"מ -3), בהם לא נמדדו יחסי איזוטופ אחרים. כמה דגנים מראים דפוסי תהליך של זירקוניום ומוליבדן, בדומה לאלה המוצגים על ידי גרגרי SiC המיינסטרים, אם כי לשני גרגרים עם תבנית מובהקת של תהליך s עבור זירקוניום יש מוליבדן תקין. לשני גרגרים יש עודפי 96 Zr קיצוניים, המצביעים על מקור SN, אך איזוטופי המוליבדן באחד כמעט תקינים. מוליבדן, כמו חנקן, אולי סבל מאיזון איזוטופי בגרפיט. גרגרי גרפיט בצפיפות גבוהה מגיעים ככל הנראה מכוכבי AGB כפי שצוין קודם לכן בנתוני הקריפטון (Amari ואח '., 1995 ב) ומסופרנובות. נותר לראות אם לדגני LD יש גם מקורות כוכבים מרובים.

על מנת להשיג אילוצים טובים יותר במודלים תיאורטיים של נוקלאוזינתזה של SN, Travaglio ואח '. (1999) ניסה להתאים את הקומפוזיציות האיזוטופיות של גרגרי LD על ידי ביצוע חישובי ערבוב של שכבות SN מסוג מסוג II שונות (Woosley and Weaver, 1995). בעוד שהתוצאות משחזרות את החתימות האיזוטופיות העיקריות של הגרגירים, נותרו מספר בעיות. הדגמים לא מייצרים מספיק 15 N ומניבים יחסי Si / 30 Si נמוכים מדי. המודלים גם לא יכולים להסביר את גודל 26 Al / 27 Al, במיוחד אם לוקחים בחשבון גם גרגרי SiC X, ולתת סימן שגוי בקורלציה של יחס זה לבין יחס 14 N / 15 N. יתר על כן, ניתן להשיג תופעות גדולות של לכידת נויטרונים שנצפו בסידן וטיטניום רק בתערובת עם O & gtC. קלייטון ואח '. (1999) ו- Deneault ואח '. (2006) הציע מודל עיבוי קינטי המאפשר היווצרות של גרפיט בסביבת הקרינה הגבוהה של זריקת SN גם כאשר O & gtC, מה שמקל על המגבלה הכימית בערבוב. עם זאת, נותר לראות האם SiC ו- Si3נ4 יכול להיווצר גם בתנאים מחמצנים. מידע נוסף אודות סביבת היווצרות גרפיט קדם-סולארי מסופק, באופן עקרוני, על ידי נוכחותם של פחמימנים ארומטיים פולי-ציקליים מקומיים (Messenger). ואח '., 1998). PAHs עם יחסי פחמן חריגים מראים מעטפות מסה שונות, המעידות על תנאי היווצרות שונים.

הראיות הולכות ומתגברות לכך שמרבית גרגרי הגרפיט בצפיפות גבוהה מקורם בכוכבי AGB בעלי מתכת נמוכה. ריכוזים גבוהים של יסודות התהליך s זירקוניום, מוליבדן ורותניום שנמצאו בתת גרעינים של TiC (Bernatowicz) ואח '., 1996 קרואטית ואח '., 2005 א, ב) מסכימים עם השפע הרב הצפוי והנצפה של אלמנטים אלה במעטפת של כוכבי AGB. דגנים רבים בצפיפות גבוהה הם בעלי עודף גדול של 30 Si, ועודפים אלה מתואמים ליחס גבוה של 12 C / 13 C (Amari ואח '., 2003, 2004a, 2005b Jadhav ואח '., 2006). חתימות אלה מצביעות על כוכבי אב בעלי מטליות נמוכה. מודלים של נוקליאו-סינתזה של כוכבי AGB חוזים 30 יחסי Si / 28 Si ו- 12 C / 13 C בכוכבים כאלה גבוהים בהרבה מאשר בכוכבים בעלי מתכות סולארית (Zinner ואח '., 2006 ב). מודלים אלה מנבאים גם יחסי C / O גבוהים. בתנאים אלה צפוי גרפיט להתעבות לפני SiC (Lodders and Fegley, 1997) וזו הסיבה הסבירה שגרגירי SiC עם התרכובות האיזוטופיות C ו- Si של גרגרי גרפיט בצפיפות גבוהה לא נמצאים.

נראה כי כמה גרגרי גרפיט מגיעים מנוביות. מיצוי GMS של לייזר של דגנים בודדים מראה שכמו גרגרי SiC, רק חלק קטן מכיל עדויות ל- Ne-E. לשניים מדגנים אלה 20 יחסי Ne / 22 Ne הנמוכים יותר מהיחסים הצפויים לנבוע משריפת הליום בכל מקורות כוכבים ידועים, מה שמרמז על ריקבון של 22 Na (Nichols ואח '., 1995). יתר על כן, 22 Ne שלהם אינו מלווה ב- 4 He, צפוי אם הושתל ניאון. יחסי 12 C / 13 C של שני דגנים אלה הם 4 ו -10, בטווח גרגרי SiC שמקורם בנובה משוער. גרגר גרפיט נוסף עם 12 C / 13 C = 8.5 יש עודף גדול של 30 Si של 760 ‰ (Amari ואח '., 2001 א).

לסיכום, נראה כי גרגרי גרפיט בצפיפות נמוכה מקורם ב- SN ורוב הגרפיט בצפיפות גבוהה מקורם בכוכבי AGB נמוכים-מתכתיים. עם זאת, שיווי משקל איזוטופי לכאורה של יסודות כגון חנקן וחמצן והשפע הנמוך בדרך כלל של יסודות קורט במקרים רבים מקשה על קבלת מספיק חתימות איזוטופיות אבחוניות בכדי לזהות באופן חד משמעי את כוכבי האב של גרגרי גרפיט לפני שמש.


גישה למסמך

  • APA
  • תֶקֶן
  • הרווארד
  • ונקובר
  • מְחַבֵּר
  • BIBTEX
  • RIS

In: Astrophysical Journal , Vol. 639, No. 2 I, 10.03.2006, p. 1053-1068.

Research output : Contribution to journal › Article › peer-review

T1 - Optical spectropolarimetry of asymptotic giant branch and post-asymptotic giant branch stars

AU - Oppenheimer, Benjamin D.

N2 - Spectropolarimetric observations are presented for 21 AGB stars, 13 proto-planetary nebulae (PPNs), and two R CrB-type stars. The spectra cover the wavelength range from ∼4200 to 8400 Å with 16 A resolution. Among the AGB stars, 8 of 14 M giants, five of six carbon stars, and zero of one S star showed intrinsic polarization. At least 9 of 13 PPNs exhibited intrinsic polarization, while the R CrB-type stars show intrinsic polarization during fading episodes. There is a statistical correlation between mean polarization, (P), and IR color, K - [12], among the AGB stars such that redder stars tend to be more polarized. The PPN sample is significantly redder and more polarized, on average, than the AGB stars. This increase in 〈P〉 with increased reddening is consistent with an evolutionary sequence in which AGB stars undergo increasing mass loss, with growing asymmetries in the dust distribution as they evolve up and then off the AGB into the short-lived PPN phase. A related trend is found between polarization and mass-loss rate in gas, Mgas. The detectability of polarization increases with mass-loss rate, and probably all AGB stars losing mass at >10-6 M⊙ yr-1 have detectable polarization. Multiple observations of three polarized AGB stars show that in some cases 〈P〉 increases with mv, and in others it decreases. If polarization arises from scattering of starlight off an aysmmetric distribution of grains, then the distribution varies with time. Polarized features are detected in the TiO bands of three M-type Mira variables, in the CN bands of the carbon stars R Lep and V384 Per, and in the Swan bands of C2 in R CrB and two PPNs. Polarization effects in the molecular bands appear to be more common and the effects are larger in O-rich than C-rich objects.

AB - Spectropolarimetric observations are presented for 21 AGB stars, 13 proto-planetary nebulae (PPNs), and two R CrB-type stars. The spectra cover the wavelength range from ∼4200 to 8400 Å with 16 A resolution. Among the AGB stars, 8 of 14 M giants, five of six carbon stars, and zero of one S star showed intrinsic polarization. At least 9 of 13 PPNs exhibited intrinsic polarization, while the R CrB-type stars show intrinsic polarization during fading episodes. There is a statistical correlation between mean polarization, (P), and IR color, K - [12], among the AGB stars such that redder stars tend to be more polarized. The PPN sample is significantly redder and more polarized, on average, than the AGB stars. This increase in 〈P〉 with increased reddening is consistent with an evolutionary sequence in which AGB stars undergo increasing mass loss, with growing asymmetries in the dust distribution as they evolve up and then off the AGB into the short-lived PPN phase. A related trend is found between polarization and mass-loss rate in gas, Mgas. The detectability of polarization increases with mass-loss rate, and probably all AGB stars losing mass at >10-6 M⊙ yr-1 have detectable polarization. Multiple observations of three polarized AGB stars show that in some cases 〈P〉 increases with mv, and in others it decreases. If polarization arises from scattering of starlight off an aysmmetric distribution of grains, then the distribution varies with time. Polarized features are detected in the TiO bands of three M-type Mira variables, in the CN bands of the carbon stars R Lep and V384 Per, and in the Swan bands of C2 in R CrB and two PPNs. Polarization effects in the molecular bands appear to be more common and the effects are larger in O-rich than C-rich objects.


What is the wiggle in the AGB branch? - אסטרונומיה

We searched for Tc in a sample of long period variables selected by stellar luminosity derived from Hipparcos parallaxes. Tc, as an unstable s-process element, is a good indicator for the evolutionary status of stars on the asymptotic giant branch (AGB). In this paper we study the occurrence of Tc as a function of luminosity to provide constraints on the minimum luminosity for the third dredge up as estimated from recent stellar evolution models.

A large number of AGB stars above the estimated theoretical limit for the third dredge up are found not to show Tc. We confirm previous findings that only a small fraction of the semiregular variables show Tc lines in their spectra. Contrary to earlier results by Little et al. (cite) we find also a significant number of Miras without Tc.

The presence and absence of Tc is discussed in relation to the mass distribution of AGB stars. We find that a large fraction of the stars of our sample must have current masses of less than 1.5 M sun . Combining our findings with stellar evolution scenarios we conclude that the fraction of time a star is observed as a SRV or a Mira is dependent on its mass.

Partly based on observations collected at the European Southern Observatory, Paranal, Chile (ESO-Programme 65.L-0317(A)).


What is the wiggle in the AGB branch? - אסטרונומיה

Context. Phosphorus-bearing compounds have only been studied in the circumstellar environments of the asymptotic giant branch star IRC +10 216 and the protoplanetary nebula CRL 2688, both carbon-rich objects, and the oxygen-rich red supergiant VY CMa. The current chemical models cannot reproduce the high abundances of PO and PN derived from observations of VY CMa. No observations have been reported of phosphorus in the circumstellar envelopes of oxygen-rich asymptotic giant branch stars.
Aims: We aim to set observational constraints on the phosphorous chemistry in the circumstellar envelopes of oxygen-rich asymptotic giant branch stars, by focussing on the Mira-type variable star IK Tau.
Methods: Using the IRAM 30 m telescope and the Submillimeter Array, we observed four rotational transitions of PN (J = 2-1,3-2,6-5,7-6) and four of PO (J = 5/2-3/2,7/2-5/2,13/2-11/2,15/2-13/2). The IRAM 30 m observations were dedicated line observations, while the Submillimeter Array data come from an unbiased spectral survey in the frequency range 279-355 GHz.
Results: We present the first detections of PN and PO in an oxygen-rich asymptotic giant branch star and estimate abundances X(PN/H 2 ) ≈ 3 × 10 -7 and X(PO/H 2 ) in the range 0.5-6.0 × 10 -7 . This is several orders of magnitude higher than what is found for the carbon-rich asymptotic giant branch star IRC +10 216. The diameter (≲0.''7) of the PN and PO emission distributions measured in the interferometric data corresponds to a maximum radial extent of about 40 stellar radii. The abundances and the spatial occurrence of the molecules are in very good agreement with the results reported for VY CMa. We did not detect PS or PH 3 in the survey.
Conclusions: We suggest that PN and PO are the main carriers of phosphorus in the gas phase, with abundances possibly up to several 10 -7 . The current chemical models cannot account for this, underlining the strong need for updated chemical models that include phosphorous compounds.

This work is partially based on observations carried out with the IRAM 30 m Telescope. IRAM is supported by INSU/CNRS (France), MPG (Germany) and IGN (Spain).