Sterrekunde

Hoe sal toekomstige sterrepopulasies wees?

Hoe sal toekomstige sterrepopulasies wees?


We are searching data for your request:

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

Aangesien sterre stadig waterstof opgebruik en swaarder elemente in die ruimte uitstoot, sal die toekomstige sterre vorm van newels wat meer metaal- en heliumryk is.

Die vraag is: hoe beïnvloed die verhoogde verhouding van helium en metale stervorming en sterre-evolusie?

Beteken meer helium en metale in die kern aan die begin dat die ster sy lewe in 'n gevorderde toestand begin, sodat dit vinniger sterf?


Daar is geen teken dat novae en supernovas genoeg swaar elemente in die interstellêre medium stort om die vorming van sterre in die toekoms te beïnvloed deur 'n tekort aan waterstof nie. Onlangs is ontdek dat die Melkweg die middelpunt is van 'n uitgestrekte waterstofwolk wat minstens 300 000 ligjare in alle rigtings uitstrek en die Magellaanse wolke omhul en genoeg massa bevat om die probleem met die donker materie op te los sonder die hulp van WIMPS. Daarbenewens het Australiese sterrekundiges baie kleiner, maar nog steeds massiewe waterstofstompies ontdek wat teen die snelweg tot 56 myl per sekonde rondjaag, ongeag die draairigting van die sterrestelsel self. Wat 100 miljard jaar op die pad kan gebeur, is te ver om te bespiegel, maar in die afsienbare toekoms is daar geen vrees vir 'n tekort aan waterstof nie; sterre sal dus op dieselfde manier bly vorm as nou, en hulle sal nou soortgelyke leeftye.


(Adams & Laughlin 1997) bespreek die effek van toenemende metallisiteit in die toekoms. 'N Hoër metaalvermoë verhoog die sterktesnelheid, aangesien die digtheid toeneem, maar hoe hoër deursigtigheid dit 'n bietjie verminder. Die totale effek is nie-lineêr; in hul model gebeur die maksimum lewensduur vir $ Z ongeveer 0,04 $ en verder daal dit. Of daar nuwer en beter modelle hiervan is, weet ek nie.

Hulle wys ook daarop dat die maksimum stabiele sterismassa afneem namate die metallisiteit toeneem, terwyl die massa van die minimum massa-sterretjie afneem, beide as gevolg van ondeursigtigheidseffekte.

Oor die algemeen sal die metaalgroei waarskynlik gedurende die stellige era voortduur. Alhoewel ekstragalaktiese gas kan val, dra dit bloot by tot die waterstofpoel en die voortdurende stervorming. Wat die metaalgroei kan stop, is om te blus weens 'n galaktiese samesmelting of aktiewe galaktiese kern wat genoeg gas wegwaai om verdere stervorming te stop.


Inline_ad_v1.jpg

"Vir almal van ons wat voorheen met die Spitzer-ruimteteleskoop gewerk het, is die James Webb-ruimteteleskoop basies 'n droom," het Evans, UVA-professor in sterrekunde en mede-primêre ondersoeker van 'n projek wat beplan is om die kern van samesmeltende sterrestelsels te ondersoek. 'As hulle 'n teleskoop onder u kersboom sou plaas, sou dit die Webb-teleskoop wees.'

Kallivayalil, 'n medeprofessor in sterrekunde wat navorsing doen oor kosmologie en donker materie naby die veld, werk as ondersoeker aan 'n aparte projek, gelei deur Daniel Weisz van die Universiteit van Kalifornië, Berkeley, aan opgeloste populasies sterre wat gehul is vir waarneming. agter gas en stof - tot nou toe, te danke aan die Webb-teleskoop om die besonderhede van meer individuele sterre uit te soek.

"Die vermoë van die Webb-teleskoop om hierdie soort tegniese waarnemings buite ons sterrestelsel en die plaaslike heelal uit te stoot, sal ons regtig toelaat om die plaaslike heelal in 'n breër kosmologiese konteks te plaas," het Kallivayalil gesê.

Verkenning van samesmeltende sterrestelsels


Sentrum vir interdissiplinêre verkenning en navorsing in astrofisika (CIERA) logo

Die sentrums van sterrestelsels is komplekse omgewings waarvan die eienskappe die gevolg is van die wisselwerking tussen die massiewe swart gate wat daar is, groot wolke gas en digte populasies sterre en sterre-oorblyfsels.

Professor Rasio en sy groep bestudeer numeriese modelle van digte sterreomgewings soos kernsterreswerms.

Professor Larson se groep bestudeer die interaksies van enkele sterre met massiewe swart gate, 'n voornemende LISA-swaartekragbronklas bekend as 'n EMRI (& # 8220extreme mass ratio inspirerend & # 8221).

Professor Zadeh is 'n waarnemer wat sterpopulasies en fisiese prosesse in die Melkwegkern bestudeer deur waarnemings oor die elektromagnetiese spektrum te gebruik.

Sterrestelsels word dikwels bygewoon deur 'n groep digte sterretrosse wat in 'n uitgestrekte gebied rondom die sterrestelsel wentel. Hierdie bolvormige trosse bestaan ​​uit honderdduisende tot miljoene sterre, en word deur hul wedersydse swaartekrag aangetrokke gehou.

Professor Rasio en sy groep gebruik numeriese modelleringstegnieke om die evolusie van bolvormige trosse oor die geskiedenis van die heelal te simuleer, en bestudeer hoe die waarnemingseienskappe van hierdie trosse afgelei word van hul evolusionêre geskiedenis.

Professore Kalogera en Larson werk nou saam met die globulêre groepsimulasiegroep, aangesien die groepe moontlik die tuiste is vir groot bevolkings van swaartekraggolfbronne waarneembaar deur beide LIGO en LISA.

Die noue interaksie tussen sterre, sterreste of kombinasies van albei sal dramatiese gevolge hê vir die toekomstige evolusie van die stelsel en die langtermyn-eienskappe van sterpopulasies. By CIERA word hierdie stelsels teoreties en waarnemend bestudeer.

Professor Kalogera en Larson se groepe gebruik albei bevolkingsintese om die verwagte koerse en eienskappe van samesmeltingsgebeurtenisse te bestudeer, wat sterk swaartekragbronne vir LIGO is wanneer hulle saamsmelt, en vir LISA vroeër tydens hul inspirasie.

Professore Margutti en Fong is albei waarnemers wat plofbare oorgange bestudeer wat kan voortspruit uit samesmeltings van sterre, soos gammastralings.

Die lewenssiklus van 'n ster kan dramaties beïnvloed word deur ko-evolusie met 'n binêre metgesel. Herhaalde episodes van gety-interaksies, massa-oordrag of algemene koevert-evolusie sal die fisiese eienskappe van die individuele sterre sowel as die baan wat hulle deel, verander.

Professore Kalogera en Larson gebruik albei populasiesintetiese tegnieke om te verstaan ​​hoe binêre interaksies die eienskappe beïnvloed wat in die hele populasie binaries waargeneem word. Hulle ondersoek ook hoe swaartekraggolfwaarnemings met LIGO en LISA gebruik kan word om die komplekse interaksiegeskiedenis van binaries toe te lig.


Die toekoms van menslike evolusie in die ruimte

Die toekoms van menslike evolusie in die ruimte sal gedryf word deur uitdagings wat eenders en anders is as dié wat ons ontwikkeling al tallose generasies gelei het. Sedert ons spesie, Homo sapiens, ongeveer 315 000 jaar gelede die eerste keer in Afrika ontwikkel het, het ons nie veel verander wat fisiese eienskappe betref nie.

Wêreldwyd het ons spesies 'n afname in die totale liggaamsgrootte en breingrootte gesien, tesame met die afname in die verhoudings van ons kake en tande. Streekbevolkings vertoon ook verskillende fisiese eienskappe as gevolg van klimaat en lewenstyl.

'Ons is nou oor die algemeen korter, ligter en minder ontbeend as wat ons voorouers 100 000 jaar gelede was. Die afname was geleidelik, maar het die meeste opgemerk in die afgelope 10 000 jaar. Daar was egter 'n effense ommekeer in die afgelope paar eeue, aangesien die gemiddelde hoogte begin toeneem het, "berig die Australian Museum.

Alhoewel ons baie dieselfde is, het ons spesies met 'n groot verskeidenheid eienskappe ontwikkel, wat noodsaaklik is om aan te pas by verskillende omgewings. DNA-studies het getoon dat ons genetiese eienskappe verander het sedert mense die aarde bewandel het. Dit beteken dat dele van ons genoom (stel gene) steeds gekies word vir eienskappe soos velkleur en sommige siektes.

Ons fisiese eienskappe word bepaal deur ons genetika, maar kan beïnvloed word deur die omgewing. Tydens die evolusieproses sal die eienskappe gekies word wat meer aangepas is vir daardie spesifieke omgewing.

Ek ontwikkel die beste onder druk

Die eerste maankolonies kan binne 'n paar kort dekades die volgende stap van menslike evolusie begin. Beeldkrediet: NASA / Dennis Davidson

Hoe sal dit die evolusie van die mens in 'n heeltemal onbekende omgewing beïnvloed? Wat sou gebeur as mense besluit om die aarde te verlaat en verskillende planete te verken?

Aangesien die omgewing heeltemal anders sal wees as wat ons vroeër was, word verwag dat ons verskillende eienskappe sal ontwikkel wat ons meer aangepas sal maak vir daardie nuwe lewe.

Scott Solomon, 'n evolusionêre bioloog, meen dat 'n groot verandering in ons omgewing ons baie vinnig kan laat ontwikkel. Geen verandering is meer dramaties as om na 'n ander planeet te verhuis nie, of hoe?

Die toekoms van menslike evolusie in die ruimte sal beteken dat oplossings aangepas of ontwikkel word vir bekende probleme wat mense tydens ruimtereise ondervind. Na 'n paar maande in die ruimte ly ruimtevaarders aan fisiologiese veranderinge as gevolg van bestraling en die gevolge van mikrogravitasie.

Een voorbeeld hiervan is verlies aan beendigtheid - sonder die spanning wat swaartekrag op ons bene plaas, verloor hulle digtheid. Miskien kan toekomstige mense dikker bene ontwikkel om hierdie uitdaging te oorkom.




Tydens die ruimtevaart ervaar ruimtevaarders veranderinge in hul bloedsomloopstelsel, sowel as hul oë, brein, mikrobiome, en selfs in die uitdrukking van sommige gene en in ons telomere (die beskermende pet van ons genetiese materiaal). Dit kan ons 'n idee gee van watter stelsels die evolusie van ons spesie sal vorm.

'N Ander moontlikheid vir toekomstige evolusie van mense kan wees om aan te pas by die laer suurstofvlakke wat gewoonlik op groot hoogtes gesien word. Mense wat in groot hoogtes woon, ontwikkel meer rooibloedselle wat suurstof doeltreffender vervoer.

Afsondering van landelike kieme kan daartoe lei dat Mars-koloniste die vermoë verloor om algemene siektes te beveg. Potensieel kan hierdie koloniste gedwing word om hulself geskei te hou van nuwe aankomelinge van die Aarde, wat genetiese veranderinge bespoedig.

'Ons oë is gewoond aan 'n sekere hoeveelheid lig op aarde. As daar 'n mate moet aangepas word by hierdie nuwe omgewingstoestande, moet ons optiese stelsel en ons brein nuwe maniere ontwikkel om meer lig op die retina te versamel, of ons sal nuwe retinas of groter oë ontwikkel, 'het Dr. Nathalie Cabrol verduidelik , 'n planetêre wetenskaplike aan die SETI Instituut.

Dit is 'n paar ernstige sosiale distansiëring

Tegnologiese vooruitgang, veral op die gebied van biotegnologie, bied oplossings vir ons om die bedreigings vir ons voortbestaan ​​die hoof te bied. Deur byvoorbeeld genetiese ingenieurswese te gebruik, kan ons ons genoom verander om meer bestand te wees teen siektes en langer te leef.

Ons moet ook die stigtereffek in ag neem. Waarskynlik sal slegs 'n paar mense hierdie nuwe beskawings op 'n vreemde planeet kan begin. Stel jou voor dat een van hulle 'n geen vir 'n spesifieke eienskap of 'n siekte het. Deur voortplanting kan hulle hierdie geen aan die volgende geslagte oordra en die hele bevolking kan uiteindelik die siekte ontwikkel. Dit kom voor by klein populasies wat in isolasie leef, wat die belangrikheid van genetiese veranderlikheid beklemtoon.

'Die tydskaal vir evolusionêre of genetiese verandering is baie lank. 'N Kenmerkende tydperk vir die opkoms van een gevorderde spesie uit 'n ander is miskien honderdduisend jaar ... Maar vandag het ons nie tien miljoen jaar om te wag op die volgende voorskot nie. Ons leef in 'n tyd waarin ons wêreld teen 'n ongekende tempo verander. Alhoewel die veranderinge grootliks van ons eie belang is, kan dit nie geïgnoreer word nie. Ons moet aanpas en aanpas en beheer, anders vergaan ons. ” - Carl Sagan, Dragons of Eden: bespiegelinge oor die evolusie van menslike intelligensie

As genoeg tyd gegee word, kan die mensdom selfs in meer as een spesie versplinter.

'Dit gebeur gereeld met diere en plante wat op eilande geïsoleer is - dink aan Darwin se vinke. Maar hoewel spesifikasie op eilande duisende jare kan duur, sal die versnelde mutasiesnelheid op Mars en die sterk kontras tussen toestande op Mars en Aarde waarskynlik die proses bespoedig. In net 'n paar honderd geslagte - miskien net so 6 000 jaar - kan 'n nuwe soort mens na vore kom, 'stel Soloman voor.

Etiese kwessies kom ook ter sprake - ons kies 'n populasie met spesifieke eienskappe om 'n nuwe spesie te vorm. Wie sou die besluite neem, en watter eienskappe sou gekies word - of daarteen - tydens die kolonisering van die ruimte? Al hierdie moontlikhede moet in ag geneem word as ons nadink oor die lewe buite die aarde.


Die ontwerp van die toekoms van sterrekunde

Personeel van die instituut is aktief in alle aspekte van die Astro2020 Decadal Review, wat ons nasionale wetenskapsagentskappe adviseer oor die prioriteite vir nuwe astronomie-inisiatiewe en sterrewag.

Die idee van 'n ruimteteleskoop is die eerste keer in 1946 deur Lyman Spitzer bedink, maar sy referaat verskyn in 'n aanhangsel van 'n dokument wat voorberei is vir 'n verdedigingsorganisasie. Hierdie idee sou dekades later na die Hubble-ruimteteleskoop lei. Die besef van die geliefde Hubble van vandag en Hubble het in 1969 begin toe die konsep om 'n groot ruimte-teleskoop te bou, formeel deur die wetenskaplike gemeenskap voorgestel is in vennootskap met die lugvaartbedryf.

Sedert die sestigerjare is die proses om nuwe astronomiese fasiliteite en ruimte in die ruimte en op die grond voor te stel en bekend: die National Academies of Sciences, Engineering and Medicine, een keer per dekade, soek na die Amerikaanse astronomiese gemeenskap en vra dat wetenskaplikes prioriteite in astronomie en astrofisika, en ontwikkel 'n omvattende strategie vir die komende dekade.

Hul aanbevelings sluit alles in, van grootskaalse ruimte- en grondwaarnemings, tot assessering van die stand van die beroep. Administrateurs van NASA, die National Science Foundation en die Amerikaanse departement van energie gebruik hierdie aanbevelings om te besluit watter nuwe fasiliteite, missies en navorsingsondersteuningsprogramme gedurende die volgende 10 tot 20 jaar geïmplementeer moet word.

Die Decadal Survey on Astronomy and Astrophysics (Astro2020) is nou aan die gang en die wetenskaplike en tegniese personeel van STScI is sterk betrokke. Om die krities benodigde insette van ons navorsingsgemeenskap te bekom om te verseker dat transformatiewe wetenskap nagestreef word, het die National Academies, met aanbevelings van die Astro2020-medevoorsitters Rob Kennicutt en Fiona Harrison, 12 panele en 'n bestuurskomitee op die hoogste vlak gestig.

Ses van die panele moet die belangrikste wetenskaplike prioriteite vir 2022 tot 2032 identifiseer, en ses panele moet die projekte, fasiliteite en programme identifiseer wat die wetenskap die beste kan hanteer. Vier STScI-wetenskaplikes dien in die Astro2020-panele en een STScI-wetenskaplike dien in die hoofbestuurskomitee as uitvoerende beampte, 'n belangrike leiersrol vir die Astro2020-opname.

Die belangrikste personeelbetrokkenheid is egter die lewering van die belangrike wetenskaplike insette aan die Astro2020-panele in die vorm van goed vervaardigde witskrifte. In die lente van 2019 is net meer as 570 wetenskaplike witskrifte ingedien tydens die openbare oproep vir terugvoer van die gemeenskap. STScI-personeel was outeurs op 143 van die ingediende witskrifte, wat bydra tot ongeveer 25 persent van die wetenskaplike insette. Dit is 'n indrukwekkende bewys van verbintenis tot die Astro2020-proses, aangesien ons wetenskappersoneel minder as 3 persent van alle aktiewe Amerikaanse sterrekundiges uitmaak.

Dekadale publikasies

Benewens die diens op Astro2020-wetenskappanele, het personeel in die hele instituut ook 'n verskeidenheid referate gepubliseer en saam gepubliseer ter voorbereiding van die dekadale oorsig. Hul artikels behandel 'n reeks onderwerpe, insluitend die stand van die beroep, datawetenskap, toekomstige tegnologieë en 'n verskeidenheid vooraanstaande wetenskaplike onderwerpe.

Benewens die wetenskaplike witskrifte, het die Amerikaanse gemeenskap byna 300 witskrifte ingedien oor konsepte vir toekomstige fasiliteite, nuwe soorte navorsingsprogramme en maniere waarop ons die stand van die beroep kan verbeter. Ook hier is STScI-personeellede sterk verteenwoordig en skryf 54 van die 294 aktiwiteite, programme en state-of-the-profession-oorwegingswitskrifte saam of onderteken hulle.

As deel van die voorbereiding vir Astro2020 het NASA vier driejaarstudies van groot strategiese missiekonsepte gefinansier wat as potensiële vlagskipgebaseerde ruimtelike observatoriums beskou sal word wat gereed is vir die lansering in die 2030's. Verslae wat die wetenskapgevalle en gedetailleerde ontwerpkonsepte vir hierdie moontlike toekomstige teleskope beskryf, is in die somer 2019 aan die Astro2020-beoordelingspanele voorgelê.

Hierdie voorstelle is deels opwindend vir die potensiële uitkomste & mdashNASA & rsquos James Webb Space Telescope is gekies by Astro2000 en NASA & rsquos Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) by Astro2010, wat albei in vennootskap met STScI bestuur word. Dit maak nie saak watter besluite vroeg in 2021 aangekondig word nie, die instituut sal die komende dekades voortgaan om belangrike rolle op missies te speel deur deel te neem aan die ontwikkeling van sleutelmissietegnologieë, hul wetenskaplike bedrywighede te bestuur en die data te argiveer en te versprei.


Sterre en sterre evolusie

Sterre is die belangrikste voorwerpe in die heelal. Alhoewel hulle minder as 3% van die saak uitmaak, maak hulle 100% van die sigbare saak uit. Dit is 'n belangrike instrument vir die bestudering van die heelal en die evolusie daarvan. Dit sluit die oorblyfsels van hul dood in en die weggooimateriaal van sterwinde gedurende hul lewe. Die evolusie van 'n ster word kwalitatief verstaan. Dit begin in die hoofreeks, wat waterstof tot helium verbrand. Daar bring hy die grootste fraksie van sy leeftyd deur. Sodra 'n heliumkern gevorm het, bly waterstof in 'n dop rondom die kern brand en die sterradius swel en die ster word 'n rooi reus of superreus. In die middel van die kern word die verbranding van helium ontbrand en vorm dit koolstof en suurstof.

Sterre met 'n aanvanklike massa van minder as ongeveer 8 keer die massa van die son, vorm uiteindelik 'n koolstof-suurstofkern en word asimptoties-reusagtige taksterre. Geen verdere kernreaksies kom in die middel van die ster voor nie, maar die twee brandende skulpe van waterstof en helium brand steeds deur 'n reeks termiese pulse waarin 'n groot hoeveelheid nukleosintese van swaar elemente voorkom. Uiteindelik verloor hierdie sterre hul waterstofomhulsels deur sterre winde en word die koolstof-suurstofkern blootgestel en word dit 'n wit dwerg.

Vir sterre met 'n aanvanklike massa van meer as 8 keer die massa van die son, kom later brandfases voor. Na die vorming van 'n koolstof-suurstofkern brand swaarder elemente geleidelik en voorkom dit dat sterre ineenstort totdat 'n ysterkern gevorm word. Met geen verdere energiebron om te verhoed dat die kern ineenstort nie, word 'n neutronster of 'n swart gat gevorm en die ster ontplof as 'n supernova of lang gammastraal. Hierdie gebeure, en die sterk sterwinde wat hierdie sterre het, maak dit 'n belangrike bron van energie en nukleosintese-produkte in die interstellêre medium. Massiewe sterre is dus belangrik om die struktuur en evolusie van sterrestelsels te verstaan.

Daarbenewens kan die evolusie van enige ster sterk beïnvloed word as dit in 'n binêre stelsel is. Die evolusie van 'n binêre verskil slegs van dié van enkele sterre as die grootte van die sterre soortgelyk is aan die van die baan. As dit gebeur, kan sterre massa verloor, en dit moontlik na 'n metgesel oorplaas. Massa-oordrag kan dramatiese gevolge vir albei sterre hê.

Die navorsing oor sterre-evolusie by die IoA omvat alle aspekte van sterre-evolusie, maar die belangrikste temas is tans binêre sterre, magnetiese velde, sterwinde, supernova-stamvaders, stamvaders van gammastralings, spektrale sintese van opgeloste en onopgeloste sterpopulasies en asimptotiese- reuse taksterre. Die navorsing is hoofsaaklik teoreties van aard. Ons hoofkode is die nuwe en veelsydige Cambridge STARS-kode om sterre modelle te vervaardig om die bogenoemde verskynsels te bestudeer. Daarbenewens het ons ook sterk bande met waarnemingsgroepe regoor die wêreld waarvoor ons teoretiese insette lewer.


Waarheen sal die wetenskap ons neem? Na die sterre

'N Maandlange besoek aan sterrewagte in Chili, Hawaii en Los Angeles het betowerende visioene van die hemel geopenbaar.

Die Atacama-woestyn in Chili is waarskynlik die beste plek ter wêreld om die naghemel te sien. Hierbo is antennas van die Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array, bekend as ALMA. Krediet. Tomas Munita vir The New York Times

Ná 30 uur se vliegtuie en busse het ek uiteindelik in die duisternis gestaan ​​en na 'n ontsaglike naghemel gekyk. My lang reis het my skynbaar by die kuslyn van die interstellêre ruimte gebring eerder as op die hoë hoogte-plato wat die Atacama-woestyn in Chili is.

Dit was die eerste nag van 'n maandlange reis om sterrekunde-sterrewagte in Chili, Los Angeles en Hawaii te besoek. Of dit nou ontwerp is vir professionele gebruik of vir die breë publiek, sterrewagte koester die mensdom se verkenning van die kosmos. Dit wek wonder en ontdekking, maar nog voordat ek my voete in die eerste een neergesit het, het ek die ruimte op 'n betowerende nuwe manier gesien.

Daardie eerste nag in die Atacama, waarskynlik die beste plek ter wêreld om die naghemel te sien, het die Melkweg sy naam getrou bewys: 'n melkagtige smeer wat van horison tot horison strek. Die Suiderkruis het helder soos kerslig geskyn. Beide die groot en klein Magellaniese wolkstelsels gloei soos plakkers op die plafon van 'n kind se slaapkamer, en Jupiter se bande was maklik sigbaar met 'n amateurteleskoop, asook vier van sy mane.

Beeld

Die ware verrassing was egter ons maan. Ek het gretig gekyk, alle slaperigheid verdwyn, terwyl dit net voor 23:00 bokant die horison loer. Moonrise was 'n werklike gebeurtenis - 'n bleek, eteriese weergawe van sunrise. Sy lig versprei soos 'n kwasvuur oor die naghemel, en die woestynlandskap lyk asof 'n skakelaar omgeswaai is.

Dit was vroeg in Mei, herfs in die Suidelike Halfrond, en ons groep het amper vyf uur lank na die naghemel gekyk. Ons het mekaar ontmoet in San Pedro de Atacama, 'n klein dorpie 7 900 meter bo seespieël naby Chili se grens met Bolivia. Te oordeel aan die legio rugsakke, koshuise en prominente Wi-Fi-bordjies, sit dit stewig regoor die trekkring van Latyns-Amerika. Gedurende die 24 uur wat ek daar was, het ek mense van die Verenigde State, Brasilië, Frankryk, Kanada, Italië, Brittanje, Australië en Nieu-Seeland ontmoet. Aktiwiteite is volop: daar is bergfietse te huur, soutvlaktes om te besoek en pienk flaminke om te fotografeer.

Ek was egter daar om na sterrekyk te kyk. Die Atacama, 'n plato van so groot soos Pennsylvania, is die droogste woestyn ter wêreld. Die kombinasie van sy dorheid, groot hoogte en lae bevolking het uitsonderlike resultate sien, 'n sterrekundige term vir die kwaliteit van die waarneming van toestande. San Pedro de Atacama het verskeie naghemel toere aangebied, maar hierdie area is nie net vir amateurs nie. Chili - hoofsaaklik in die Atacama - bevat 70 persent van die wêreld se professionele sterrewagsterreine, as u die massiewe nuwes in aanbou soos die Giant Magellan Telescope tel.

Terwyl ek in San Pedro de Atacama was, wou ek ook die Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array, bekend as ALMA, besoek. ALMA is gebou deur 'n internasionale konsortium van lande en is volgens die Amerikaanse vennoot, die National Radio Astronomy Observatory, 'die mees komplekse sterrewag wat ooit op aarde gebou is'.

Soos die Large Hadron Collider by CERN, die Europese Organisasie vir Kernnavorsing aan die buitewyke van Genève, wat ek 'n paar maande gelede besoek het, maak die ambisie en omvang van hierdie fasiliteit dit 'n gewilde plek om te besoek. Besprekings is moeilik om te kry, alhoewel die afsondering dit die laaste oomblik help. Elke Saterdag en Sondag vertrek 'n bus uit San Pedro de Atacama en neem toeriste om ALMA se Operations Support Facility in die leë woestyn 'n halfuur verder te besoek. Alhoewel gratis kaartjies maande vantevore opgeraap word, verskyn diegene sonder besprekings in elk geval by die bushalte en word dit dikwels beloon. Op die Saterdag wat ek besoek het, het net een persoon agtergebly, alhoewel minstens 'n dosyn nie voor die tyd bespreek het nie.

ALMA se fasiliteit is amper twee kilometer bo seespieël. Dit het die gevoel van 'n ruimtekolonie, miskien vanweë sy netheid en die onvergewensgesinde terrein. Of miskien is dit as gevolg van die uiterstes van die omgewing. Op grond van my eie kort ervaring wissel die temperatuur in die omgewing van snags vries tot bedags kook. Terwyl toeriste van die bus af klim, kry elkeen 'n spuit sonskerm, soos u handversmettingsmiddel in 'n ander omgewing sou aanwend.

Die werklike skikking van ALMA se 66 beweegbare antennas het ver bo ons gesit - buite sig - op 'n plato op 16.000 voet (alhoewel u dit deur 'n webcam kan sien). Daar woon niemand daar nie, en diegene wat in die omgewing werk, moet suurstof gebruik. Ons het deur die basiskamp, ​​die beheersentrum en Otto, een van die twee Duitse antennaverskuiwers, getoer. Stel u voor die kampus van 'n widget-vervaardigingsonderneming wat na Mars oorgedra is, en u kry die idee. Die beheerkamer, wat 24 uur per dag bedryf word, het 'n aanmekaar geplaveide voorkoms wat uit sy plek gelyk het met die prys van $ 1,4 miljard vir die fasiliteit. Dit was niks meer as 'n dosyn tafels en stoele nie, baie rekenaars en 'n eensame lugbevochtiger wat die presiese model van die lugbevochtiger in my kinders se slaapkamer was. Ek kan my nie voorstel dat dit 'n groot uitwerking gehad het nie.

Soos die deeltjiebotsers wat ek besoek het, is ALMA se navorsing so kompleks soos die motivering eenvoudig is. Basies is ALMA se strewe om na die redes waarom ons mense is, te soek in plaas van sterrestof wat in die leemte dryf. Dit het byvoorbeeld 'n eenvoudige vorm van suiker gevind in die gas wat 'n jong binêre ster omring, wat toon dat sommige van die chemiese fondamente van die lewe op aarde ook in verre sterrestelsels bestaan.

Ontdekkings soos dié lei natuurlik net tot meer vrae. Om dit te beantwoord, moet u aanhou om meer gevorderde teleskope te bou. Nadat ek ALMA besoek het, het ek oor die Atacama na sy suidelike rand gevlieg om 'n idee te kry van astronomie se astrante toekomstige doelwitte. Die Giant Magellan Telescope is een van die twee mega-sterrewagte wat tans in Chili gebou word, tesame met die Europa-geleide Extremely Large Telescope. Hierdie twee sterrewagte behoort tot 'n nuwe generasie sterrewagte wat potensiële lewensdraende planete ligjare weg sal kan ontleed. Die GMT, soos dit gewoonlik genoem word, beloof om beelde tien keer skerper te neem as die Hubble-ruimteteleskoop.

Vir die oomblik is dit egter niks anders nie as 'n konstruksieprojek op 'n bergtop, asook verskeie enorme spieëls in verskillende stadiums van produksie by die spieëllaboratorium van die Universiteit van Arizona. 'Eerste lig', soos sterrekundiges die oomblik noem dat 'n sterrewag in werking tree, is geskeduleer vir 2024.

Die GMT word gebou deur 'n konsortium van universiteite in die Verenigde State en ander lande op 'n bergtop-terrein genaamd Las Campanas. Die eiendom word besit deur die Carnegie Institution en bied tans agt ander teleskope aan, sowel as personeelbehuising wat 'n Switserse chalet uitlok. Gedurende die nag wat ek daar deurgebring het, het ek wetenskaplikes ontmoet wat aan die GMT-instrumentasie gewerk het. Een van hulle was Brian McLeod, astrofisikus aan die Harvard-Smithsonian Sentrum vir Astrofisika. Dr. McLeod lei 'n span wat instrumente ontwikkel om die GMT se 14 primêre en sekondêre spieëls korrek in lyn te hou. Hy het in 2009 met die ontwerp van prototipes begin, wat beteken dat hy in 2024 15 jaar aan hierdie projek sou spandeer. Hy het opvallend opgemerk dat mense meer gereeld van werk verander as wat hy van projekte verander.

Dr McLeod spoor sy belangstelling in sterrekunde terug na die hoërskool in klein Gambier, Ohio, toe sy chemie-onderwyser hom die naghemel deur 'n teleskoop wys. Ek het met hom in die beheerkamer van die Magellan Clay-teleskoop by Las Campanas gesels. Hy en sy span sou die hele nag daar deurbring om hul instrumente te toets. Die hoë windspoed het hul planne egter bederf. Toe ek hulle die volgende dag by die ontbyt sien, het hulle die hele nag in die beheerkamer deurgebring en was dit hoogstens 'n paar uur in staat om die teleskoop te gebruik.

Wanneer dit begin, sal die GMT besoekers verwelkom, maar hoe presies dit nog onduidelik is, gegewe die afstand van die webwerf. Boonop vereis nagwaarneming dowwe grondtoestande - 'n gevaar vir bestuur - terwyl dit gedurende die dag is dat al die personeel van die sterrewag slaap. Tog, as ALMA 'n gids is, sal besoeke aan die GMT gewild wees. Soveel mense wil ALMA besoek dat die eksterne betrekkinge vir weke op die perseel bly en skofwerk doen.

Dit is ondanks die feit dat daar, in teenstelling met sterrewagte vir die breë publiek, niks te sien is op plekke soos ALMA en die GMT nie. Die professionele fasiliteite van vandag is lankal verwyder van die tyd dat u deur 'n soeker kyk en die teleskoop gebruik as 'n verlengstuk van u oogappel. In plaas daarvan gebruik professionele sterrewagte rekenaars om data en beelde vas te lê en aan navorsers regoor die wêreld te stuur.

Nietemin het die besoek aan hierdie sterrewagte - soos my vorige besoeke aan deeltjiebotsers - my gedagtes verstom. Diegene wat by sterrewagte werk, gebruik immers tydmasjiene wat lig kan opspoor vanaf die geboorte van ons heelal, miljarde jare in die verlede. Selfs met die blote oog was die lig wat ek uit die nabygeleë Large Magellanic Cloud gesien het, 200 000 jaar oud.

Ek neem afskeid van dr. McLeod en sy span en klim op 'n vliegtuig terug na Santiago. Toe ek by die venster uitstaar en afkyk na die uitgestrekte bruin tapyt van die Atacama onder my, beskou ek my situasie met vreemde duidelikheid: ek was 'n versameling saamgebindde atome omring deur ander atome wat in die vorm van 'n metaalvliegtuigbuis gehamer is. . En hierdie buis het my deur die lug gedryf deur die oorblyfsels van lank dooie plante en diere te verbrand. Gedagtes soos hierdie het nie vanself gekom vir my voordat ek ALMA en Las Campanas besoek het nie.


Hoe sal toekomstige sterrepopulasies wees? - Sterrekunde

Dit is moeilik om die struktuur van ons Melkweg te meet, aangesien ons daarin is (om die bos van die bome af te sien). Een metode is om die posisie van spoorsnyers, soos jong sterre of molekulêre wolke, te teken. Een so 'n plot word hieronder getoon, die posisie van nabygeleë HII-streke en jong sterretrosse. Aangesien hul ouderdom jonk is, sal hulle nie ver van hul vormingsplekke af gedryf het nie.

Interstellêre uitwissing voorkom dat 'n kaart baie groter is as die kaart hierbo vir optiese opspoorders, maar selfs hierdie plot is genoeg om aan te toon dat daar verskillende arms van materiaal in die Melkweg is. Kaarte van neutrale waterstof toon die wêreldwye spiraalpatroon in die Melkweg.

Dit is verbasend dat ons selfs 'n spiraalpatroon sien, aangesien die Melkweg nie as 'n soliede liggaam draai nie. Na 'n paar rotasies sou die spiraalpatroon baie styf gewikkel wees, soos in die onderstaande diagram getoon. Dit staan ​​bekend as die kronkelende dilemma.

Een verklaring vir die kronkelende dilemma is die gebruik van digtheidsgolwe. Stel u 'n scenario voor soos hieronder getoon.

Alhoewel al die motors en vragmotors teen verskillende snelhede beweeg, is daar 'n oormatige digtheid naby die stadige vragmotor. A similar explanation is proposed for spiral arms in our Galaxy, they exist because they exert a gravitational influence on stars and gas that orbit the Galaxy. In particular, gas clouds will orbit slower in the arms and, thus, the density goes up in this region. The spiral arms don't wind up because they are not made of material arms, but rather density patterns that shift like cars in traffic.

The concentration of gas in the spiral arms explains why neutral hydrogen maps trace spiral structure, but why do young stars occur in spiral arms. Higher density of gas means more gas clouds and cloud collisions. This sparks star formation, which leads to HII regions and young clusters. As the young stars age, they drift out of the spiral pattern.

The center of the Galaxy is obscured from us by thick interstellar clouds of gas and dust. We can observe the Galactic bulge as an ellipse of stars above and below the Galactic plane. In the solar neighborhood, the stellar density is about one star per cubic parsec (one parsec is 3.26 light-years). At the Galactic core, around 100 parsecs from the Galactic center, the stellar density has risen to 100 per cubic parsec, crowded together because of gravity.

Very near the center of the Galaxy, the stellar densities rise to several hundreds of thousands of stars per cubic parsec. The stars are separated by light-weeks rather than years. Starlight at night is bright enough to read by, although there is a great deal of dust in the Galactic core and much of the energy is radiated in the IR.

As one approaches the Galactic center, not only does the number of stars increase, but a thin ring of gas and dust forms visible by its radio radiation. Streamers of gas are visible in the image below, suggesting an accretion disk over 10 parsecs in size.

The rotation speeds of this inner gas ring indicates that the object located at Sgr A is less than 13 A.U.s in size and masses over 1 million solar masses. Only a black hole of massive proportions would satisfy these requirements.

Given all above information, the following is a trip to the Galactic core.

A group of stars within the Galaxy that resemble each other in spatial distribution, chemical composition or age are called a stellar population. Stellar populations are not discrete in their properties, but rather have a continuum of characteristics that reflect the changes in star formation with time. Stellar populations are tracers of events in our Galaxy's past and formation.

There are basically three stellar populations in our Galaxy, corresponding to the three distinct dynamical components to the Galaxy the disk population, the bulge population and the halo population. The disk population inhabits the rotating, flattened region of our Galaxy. The bulge population is restricted to the rounded, central region of the Galaxy, also rotating. And the halo population inhabits the far outer regions of the Galaxy, on long ellipisodal orbits that takes it into the disk and bulge.

The three components not only have distinct kinematic properties, but the types of objects in them also varied. The disk contains all the gas and young stars, although old stars are also found there. The bulge is dominated by old stars and a violent core. The halo contains very old stars and globular clusters. The reason for this separation of stellar types is a clue to how the Galaxy formed.

Once the distinct kinematic components of the Galaxy had been isolated, an interesting fact arose in that the chemical composition of the stars in those components also varied in a regular manner. Disk and bulge stars tend to be rich in heavy elements (above helium on the periodic table). Halo stars tend to be very poor in heavy elements.

Changes in the chemical composition of a star are due to the initial chemical composition of the gas cloud that it was born from. This heavy elements are mostly produced by supernova explosions, gas clouds become enriched by the ejecta of supernova. The larger the number of supernova near a cloud, the richer in heavy elements it will become.

As time passes, each of the gas clouds in the Galaxy will increase in the abundance of elements such as carbon, iron, etc. So the more recent a star has been formed, the richer in heavy elements it is. This is a form of dating system for stars and we deduce that halo stars are the oldest stars in the Galaxy since they have the lowest chemical abundances. The disk stars are the youngest since they are the most metal rich.

The key to understand how our Galaxy formed is the location, ages and chemical composition of the various stellar populations. The oldest stars are in the halo and bulge. The most metal rich stars are in the disk and bulge. From this we deduce that the halo formed first, followed by the bulge then disk. All the gas is located in the disk (which is rotating) because gas clouds can undergo inelastic collisions.

Inelastic collisions occur when two objects collide and share momentum as a single body. Stars are too small to collide within the Galaxy (their cross section is very, very low). But gas clouds are large and can 'stick' together.

Even the above facts, the formation and evolution of our Galaxy must have taken place through a series of continuous stages. First, the Galaxy began as a large single gas cloud a few hundred of thousand light-years across. Passage near other proto-galaxies caused this large cloud to spin. This rotation was far from organized as currents and smaller clouds formed within the proto-Galaxy.

Spheres of gas containing about a million solar masses of material collapsed first, this will become the future halo globular clusters. These first clouds were very weak in chemical abundance, but the first supernovae in the halo stars begins to enrich the interstellar medium.

Cloud-cloud collisions steadily eliminated those clouds with the greatest inclination and those moving in the opposite directions until the distribution of gas clouds became flatter and flatter. Most of the gas is directed to the bulge regions where the high densities produce a highly dense core region.

Lastly, the remaining gas settles into the disk where the rotation slows the formation of new stars until spiral density wave form to dominate the appearance of the Galaxy today.


What will future populations of stars be like? - Sterrekunde

Almost every dot in the night sky that we see are stars. All of those stars exist within our Milky Way Galaxy. Very rarely will a lone star actually exist in the spaces between galaxies, it is the norm for stars to only exist within galaxies.

There are two main groups of stars:

In addition, there are two main endings of a stars life:

  • Normal stars - like our Sun - end their life as a Planetary Nebula and White Dwarf
  • Large stars end their life in a supernova and end up as a Neutron Star or Black Hole
  • Dust cloud forms a Main Sequence star that burns for about 10 billion years
  • Star ends Main Sequence life and swells to a Red Giant (about the size of Earth's orbit) and burns for 100 million years
  • Star sheds is layers as a Planetary Nebula lasting 100,000 years
  • Only the core of the star remains as a White Dwarf
  • Dust cloud forms a large star that burns on the Main Sequence for 50 million years
  • Star ends its Main Sequence life by swelling to a Red Supergiant (about the size of Mars' orbit) and burns for a million years
  • Core collapse can occur anytime after the million year Red Supergiant phase, and can go supernova
  • All that is left is a supernova remnant (a wispy looking nebula) and a compact object - Neutron Star or Black Hole

Stars can be classified as living in groups as there are no "stray" stars existing in the Universe. There are actually three types of stellar populations:

  • Open Clusters - a group of "new" stars in a group with a few hundred members
  • Globular Clusters - a group of "old" stars in a group with a few thousand members
  • Sterrestelsels

Open clusters reside mostly within the disk of a galaxy while globular clusters exist outside the galaxy filling a space called the halo. This halo is actually part of the galaxy and it surrounds the entire galaxy.

Open clusters and globular clusters will be discussed in greater detail in their own sections.

Of course, a star does not have to be in an open or globular cluster but almost always a star will be a part of a galaxy.

But how does the life of a star begin?

The most abundant material in the Universe is Hydrogen. Clumped together in cold clouds, hydrogen atoms can join together to form molecular hydrogen. This only occurs at extremely low temperatures.

These molecular clouds are very difficult to detect because no emission occurs. Much of the interstellar reddening (where a star or galaxy appears more red) occurs because of these molecular clouds. The image on the left is Barnard 68, a dark nebula. This is what a molecular cloud "looks" like. Notice the stars are barely visible behind this cloud. However, it is possible to view what's behind the cloud using an infrared filter.

These two criteria, discovered by James Jean in the 1940's, places restrictions on a collapsing cloud:

Jeans length basically states that a molecular cloud of a particular size can become unstable and begin collapse.

The Radius in the above equation is Jeans Length, the minimum radius of the cloud before self-gravitation occurs.

The table on the left give some examples of the density of molecular clouds and the resulting size of the cloud. Within a molecular cloud, the distribution of debris is not always even. Fragmentation is suspected to occur in clouds exceeding

100 Solar masses. Smaller clouds within the large cloud can form stars. These molecular cloud fragments also fall under the Jeans criteria, and does affect the overall molecular clouds ability to continue self-gravitation, but that is an advanced topic.

So what can cause a molecular cloud to collapse?

  • Nearby stars that have ended their live in a supernova can send a shockwave stimulating collapse
  • Density waves within a galaxy propagate through the spiral structures that can stimulate collapse
  • Galaxy collisions can create huge gravitational forces to act of nearby clouds
  • A nearby Wolf-Rayet star can stimulate collapse
  • Sequential stellar formation - nearby stars forming close enough that their initial fusion can stimulate collapse

The cloud is collapsing, so now what?

As the molecular contracts under its own gravity, conservation of momentum forces the cloud to take on a disk shape, and it begins to spin. The very center of the cloud remains circular while the outlying gas forms a disk. Material from this disk is ejected perpendicular to to the disk as seen on the right.
(Image credit: Brooks/Cole Thomson Learning)

Once the proto-star reaches a certain temperature, the fusion of hydrogen atoms begins. The magic temperature is 10,000,000 Kelvin for our Sun, but for proto-stars of varying densities, the following formula applies:

It is important to know that there is a limit to stellar formation. The proto-star must fall within a:

A proto-star that is less than 0.8 Solar masses becomes a Brown Dwarf and a proto-star that exceeds 100 Solar masses becomes a Wolf-Rayet star - a very unstable star that cannot hold on to its outer layers.

As the Hydrogen atoms at the core of the proto-star are forced together by heat and pressure, the Coulomb Barrier is reached.


(Image credit: Brooks/Cole Thomson Learning)

The above image demonstrates that as the radius, r, or the space between protons is limited, a strong attractive force occurs.


(Image credit: Brooks/Cole Thomson Learning)

The Proton-Proton Chain begins with the fusing of hydrogen atoms into helium atoms - plus some gamma rays, neutrinos and photons.

Notice the times in the image above. It can take 1,000,000,000 years for the hydrogen atoms to exceed the Coulomb Barrier.

So what is the equation that demonstrates the energy produced by this reaction?

A T-Tauri star is a proto-star that has begun its fusion burning stage - with a bang and a shock wave that blows away any nearby debris close to the star.

I know this may seem like an overwhelming amount of information for an introduction, almost as complicated as trying to learn and understand the new system of POS software that came with the online store if there hadn't been some assistance available in learning the software along the way, but these pages are meant to aid you along as well. The following pages will revisit some of this material providing some insight with some real-world examples.

Stellar Astrophysics - the study of the stellar process - is not an easy subject, but hopefully this information will bring you one step closer to fully understanding the processes of not only our Sun, but all of the stars in the night sky.