Astronomia

Raffreddamento delle stelle

Raffreddamento delle stelle

Se tutte le stelle smettessero improvvisamente di produrre calore (o di riscaldarsi), quali stelle si raffredderebbero per prime fino allo zero assoluto e quanto tempo impiegherebbero?


Nel nostro attuale universo le nane bianche sono le prime che dovrebbero raffreddarsi, perché sono già "fredde" (non producono più nulla, irradiano solo calore) resti di una vecchia stella. Il tempo in cui ciò accada è controverso (10^15 o 10^37 anni), ma è molto più grande dell'età dell'universo, quindi nessuno si aspetta ancora di trovare una "stella raffreddata". Vedi questo articolo per i dettagli sulle "nane nere" come vengono chiamate.

Nel tuo ipotetico universo di arresto improvviso, probabilmente la prima a raffreddarsi sarebbe la stella più piccola e più fredda, una nana rossa M9V (con 7,5% di massa solare, 8% di raggio solare, temperatura di 2.300 K). Nota che le nane brune sono classificate come oggetti substellari, quindi non dovrebbero essere considerate. Non credo che il poco compreso "effetto Mpemba" possa essere ancora applicato alle stelle.


Cooling Tail Method, è il nuovo metodo per la determinazione accurata dei raggi delle stelle di neutroni (astronomia)

Ragazzi, sappiamo tutti che le stelle di neutroni sono gli oggetti astrofisici più piccoli e densi con superfici visibili nell'Universo. Si formano in seguito a collassi gravitazionali dei nuclei di ferro di stelle massicce (con masse di una decina di masse solari) al termine della loro evoluzione nucleare. Possiamo osservare questi collassi come esplosioni di supernova.

Le masse delle stelle di neutroni sono tipiche delle stelle normali, circa una massa solare e mezza, ma i loro raggi sono estremamente piccoli rispetto alle stelle normali: sono compresi tra dieci e quindici chilometri. Per confronto, il raggio del Sole è di circa 700.000 km. Significa che la densità media della materia delle stelle di neutroni è alcune volte maggiore della densità dei nuclei atomici, cioè circa 1 miliardo di tonnellate per centimetro cubo.

La materia delle stelle di neutroni consiste principalmente di neutroni ravvicinati e le forze repulsive tra i neutroni impediscono alle stelle di neutroni di collassare in un buco nero. La descrizione quantitativa teorica di queste forze repulsive non è al momento possibile, ed è un problema fondamentale della fisica nucleare e dell'astrofisica. Questo problema è noto anche come equazione di stato del problema della materia fredda superdensa. Le osservazioni astrofisiche delle stelle di neutroni possono limitare i diversi modelli teorici esistenti dell'equazione di stato, poiché i raggi delle stelle di neutroni dipendono dalle forze repulsive.

Uno degli oggetti astrofisici più adatti per la misurazione dei raggi delle stelle di neutroni sono le stelle di neutroni che esplodono raggi X. Sono componenti di sistemi binari stretti, i cosiddetti binari a raggi X a bassa massa. In tali sistemi, il componente secondario, che è una normale stella simile al solare, perde la sua materia e la stella di neutroni accumula materia. La materia scorre dalla stella normale sulla superficie della stella di neutroni. La gravità superficiale di una stella di neutroni è molto alta, cento miliardi di volte superiore a quella della superficie terrestre. Di conseguenza, le condizioni per l'esplosione della combustione termonucleare si presentano sul fondo della materia fresca accumulata. Sono 8217 queste esplosioni che osserviamo come lampi di raggi X in binari a raggi X di piccola massa.

La durata della maggior parte dei lampi di raggi X va da 10 a 100 secondi circa. Dopo il massimo, la luminosità dei raggi X decade in modo quasi esponenziale. Una stella di neutroni che esplode raggi X emette come un corpo nero con una certa temperatura (circa dieci milioni di gradi), e questa temperatura diminuisce insieme alla diminuzione della luminosità. Ma la connessione tra la luminosità e la temperatura non è fissa. Dipende dalla struttura fisica degli strati superiori dell'involucro della stella di neutroni che emette (l'atmosfera). Le atmosfere modello delle stelle di neutroni che esplodono raggi X possono essere calcolate per varie masse e raggi di, così come per una data luminosità del lampo di raggi X, e qualche tempo fa i coautori hanno calcolato la griglia estesa di tali atmosfere modello.

Il confronto della diminuzione osservativa congiunta della temperatura e della luminosità dei raggi X in alcuni lampi di raggi X con le previsioni del modello consente di trovare la massa e il raggio di una stella di neutroni. Questo metodo, che è stato chiamato il metodo della coda di raffreddamento, è stato suggerito più di dieci anni fa. Gli autori di questo metodo sono Valery Suleimanov, Juri Poutanen, Mike Revnivtsev e Klaus Werner, tre dei quali sono coautori di questa pubblicazione attuale. L'ulteriore sviluppo di questo approccio e la sua applicazione ai numerosi lampi di raggi X hanno permesso loro di limitare i raggi delle stelle di neutroni nell'intervallo da 11 a 13 km. Tutte le seguenti determinazioni, inclusa un'osservazione della fusione di due stelle di neutroni da parte di rivelatori di onde gravitazionali, hanno fornito valori all'interno di questo intervallo.

Nel metodo, i ricercatori hanno ipotizzato che la stella di neutroni non ruoti e abbia una forma sferica con una distribuzione uniforme della temperatura sulla superficie. Ma le stelle di neutroni nei sistemi binari considerati possono ruotare rapidamente con il tipico periodo di pochi millisecondi.

In particolare, la stella di neutroni rotante più veloce nel sistema 4U 1608-52 ha un periodo di rotazione di 0,0016 secondi. Le forme di tali stelle di neutroni in rapida rotazione sono tutt'altro che sferiche. Hanno raggi maggiori agli equatori che ai poli, e la gravità superficiale e la temperatura superficiale sono maggiori ai poli che agli equatori. Pertanto, vi sono incertezze sistematiche nel metodo di determinazione delle masse e dei raggi delle stelle di neutroni. I raggi delle stelle di neutroni ottenuti possono essere sistematicamente sovrastimati a causa della loro rapida rotazione.

Recentemente Valery Suleimanov, Juri Poutanen e Klaus Werner hanno sviluppato un approccio approssimativo veloce per calcolare le radiazioni emergenti delle stelle di neutroni in rapida rotazione. Hanno esteso il metodo della coda di raffreddamento per i lampi termonucleari sulle superfici delle stelle di neutroni in rapida rotazione. Questo metodo esteso è stato applicato al lampo di raggi X sulla superficie della stella di neutroni nel sistema SAX 1810.8-2609, che ruota con un periodo di circa 2 millisecondi.

Lo studio ha mostrato che il raggio di questa stella di neutroni può essere sovrastimato sul valore nell'intervallo da uno a mezzo chilometro a seconda dell'angolo di inclinazione dell'asse di rotazione rispetto alla linea di vista. Significa che le correzioni sistematiche non sono cruciali e possono essere ignorate in prima approssimazione. Il piano è applicare questo metodo alla stella di neutroni rotante più veloce nel sistema 4U 1608-52.


La polvere e un'ondata di freddo su Betelgeuse potrebbero spiegare perché la stella gigante si è oscurata

Queste immagini mostrano Betelgeuse prima e durante il suo Great Dimming, come visto dal Very Large Telescope in Cile. Da sinistra a destra, le foto sono state scattate a gennaio 2019, dicembre 2019, gennaio 2020 e marzo 2020. La stella è diventata più scura sul suo emisfero sud. Ad aprile 2020, era tornato alla normalità.

Condividi questo:

Gli astronomi di tutto il mondo sono rimasti sorpresi alla fine del 2019 quando Betelgeuse, una delle stelle più luminose del cielo, si è oscurata per diversi mesi. Giravano voci secondo cui la stella stava per diventare una supernova. Non è stato così. Ma dibattito su cosa? era in corso esplose. Ora, le immagini appena rilasciate scattate prima e durante il "Great Dimming" suggeriscono cosa è successo: la superficie della stella si è raffreddata e ha innescato una nuvola di polvere che ha temporaneamente bloccato la sua luce.

"Questa è la migliore interpretazione che possiamo ottenere con i dati che abbiamo... senza volare con la nostra astronave a Betelgeuse e vedere cosa sta succedendo lì", afferma l'astrofisica Emily Cannon di KU Leuven in Belgio.

Cannon e colleghi hanno utilizzato lo strumento SPHERE sul Very Large Telescope dell'Osservatorio europeo meridionale in Cile per scattare istantanee di Betelgeuse per più di un anno. Per fortuna, il team ha catturato un'immagine della stella nel gennaio 2019, mesi prima dell'inizio dell'oscuramento, e ha potuto confrontare quell'immagine con altre scattate a dicembre 2019, gennaio e marzo 2020.

L'oscuramento non è stato distribuito uniformemente sulla superficie di Betelgeuse, secondo il team il 16 giugno in Natura. Una macchia scura era concentrata sull'emisfero australe della stella. I ricercatori hanno quindi eseguito simulazioni al computer della stella, che includevano l'incorporazione di come le bolle di gas dinamiche si agitano costantemente sotto la sua superficie, per capire la spiegazione più probabile del modo in cui si è verificato l'oscuramento.

Osservazioni precedenti della stella avevano diviso gli astronomi in due campi (SN: 29/11/20). Un gruppo pensava che una nuvola di polvere avesse bloccato la luce di Betelgeuse (SN: 3/12/20). Un altro pensava che non ci fossero abbastanza prove di polvere e che l'oscuramento fosse dovuto al raffreddamento temporaneo sulla superficie di Betelgeuse.

Betelgeuse, una delle stelle più luminose del cielo, segna la spalla (cerchiata in rosso) della costellazione di Orione. Nick Risinger/skysurvey.org, ESO

L'astrofisico Miguel Montargès afferma che ora che ha visto i dati della sua squadra, è in entrambi i campi. "La conclusione più naturale è che entrambi gli eventi sono accaduti", afferma Montargès, dell'Osservatorio di Parigi.

L'ipotesi del team è che alla fine del 2019 si sia formata una zona fredda temporanea nell'emisfero meridionale di Betelgeuse a causa del normale rimescolamento del plasma superficiale e che il raffreddamento abbia causato l'attenuazione della luce della stella. La zona fredda ha quindi permesso al gas che era stato rilasciato dalla superficie della stella di raffreddarsi abbastanza da formare particelle di polvere, che hanno ulteriormente bloccato la luce della stella.

"Inizi a ottenere un effetto fuggitivo", che rende più facile la formazione di più polvere, afferma l'astrofisica Emily Levesque dell'Università di Washington a Seattle, che non è stata coinvolta nella ricerca ma ha scritto un commento nello stesso numero di Natura. Quando la polvere si sparse, la luce delle stelle tornò a brillare.

Alcuni astronomi non sono ancora convinti che la polvere sia parte della risposta. Le immagini e le simulazioni non dimostrano che la polvere fosse lì, afferma l'astrofisico Thavisha Dharmawardena del Max Planck Institute for Astronomy di Heidelberg, in Germania. "Questa discussione continuerà fino a quando non avremo prove dirette della polvere", afferma Dharmawardena, che ha cercato - e non è riuscito a trovare - segni di polvere durante il Grande Oscuramento.

Iscriviti per ricevere le ultime da Notizie scientifiche

Titoli e riassunti delle ultime Notizie scientifiche articoli, consegnati nella tua casella di posta

Montargès pensa che la polvere fosse difficile da vedere usando altre tecniche. "Quando le persone dicono che non vedono nuova polvere, penso che si sbaglino", dice. "È che i loro dati non consentono loro di vederlo."

Entrambi i ricercatori concordano sul fatto che l'Atacama Large Millimeter Array in Cile potrebbe rompere lo stallo. Quel telescopio era fuori uso la scorsa estate a causa della pandemia di COVID-19, quando le sue osservazioni sarebbero state più utili. Altre osservazioni sono previste per questa estate, e se la polvere è ancora lì, ALMA dovrebbe vederla.

Tuttavia, "se non possiamo identificarlo, non è perché non è lì", dice Montargès. "È perché siamo troppo tardi".

Le osservazioni di Betelgeuse possono aiutare gli astronomi a riconoscere eventi di oscuramento simili in altre stelle, dice Levesque. Betelgeuse è la stella supergigante rossa più vicina alla Terra, una fase tardiva del ciclo di vita stellare che precede l'esplosione di una supernova. Sebbene la polvere non preveda un'esplosione, può essere parte del modo in cui queste stelle perdono massa prima di morire.

Quindi quando uscirà Betelgeuse con il botto? “Non oggi”, dice Montargès. “Ogni giorno, siamo più vicini all'esplosione, questo è certo. Penso che non sia domani, e nemmeno nella nostra vita, per Betelgeuse".

Domande o commenti su questo articolo? Inviaci un'e-mail a [email protected]

Citazioni

M. Montarges et al. Un velo polveroso che ombreggia Betelgeuse durante il suo grande oscuramento. Natura. Pubblicato il 16 giugno 2021. doi:10.1038/s41586-021-03546-8.

A proposito di Lisa Grossman

Lisa Grossman è la scrittrice di astronomia. Ha una laurea in astronomia presso la Cornell University e un certificato di laurea in scrittura scientifica presso la University of California, Santa Cruz. Vive vicino a Boston.


Composizione superficiale e storie di raffreddamento delle stelle di neutroni

Una delle principali domande che è stata sollevata con il modello di stella di neutroni rotante delle pulsar, è se i raggi cosmici possono essere prodotti dal fenomeno delle pulsar attraverso l'accelerazione del materiale superficiale delle stelle di neutroni. È quindi molto istruttivo rivedere i calcoli che sono stati fatti sulla struttura superficiale e sulle storie di raffreddamento delle stelle di neutroni.

La Figura 1 mostra un diagramma dell'interno di una stella di neutroni, uno di una sequenza di modelli calcolati da Cohen et al. (1970). In questo diagramma i raggi delle varie parti del modello sono in scala. Il raggio totale del modello è di 13,7 km. In una gamma abbastanza ampia di distanza verso il basso dalla superficie, compaiono anche ioni ed elettroni, e al di sotto c'è una striscia ancora più stretta dove i protoni coesistono con gli ioni, gli elettroni e i neutroni. Al di sotto di questo gli ioni scompaiono, ea profondità ancora maggiori compaiono i mesoni mu. Infine, vicino al centro della stella, i calcoli hanno indicato che probabilmente compaiono altri iperoni.

Ci si può aspettare che la regione contenente gli ioni formi un solido cristallino, tranne nelle frange esterne dell'atmosfera, dove gli effetti termici e la pressione relativamente piccola vaporizzeranno i cristalli.


Raffreddamento delle stelle - Astronomia

Studiamo le conseguenze dei nuclei di quark superconduttori (con la fase color-flavor-locked come esempio rappresentativo) per l'evoluzione dei profili di temperatura e delle curve di raffreddamento nelle stelle ibride quark-adroni e in ipotetici oggetti self-bound privi di guscio di adroni (quark core neutron stelle). I gap di quark sono variati da 0 a Delta q =50 MeV. Per le stelle ibride troviamo scale temporali di 1/5, 5/10 e 50/100 anni per la formazione di una distribuzione di temperatura quasi stazionaria nei casi Delta q =0, 0.1 MeV e ga 1 MeV, rispettivamente. Queste scale temporali sono governate dal trasporto di calore all'interno di nuclei di quark per grandi lacune diquark (Delta ga 1 MeV) e all'interno del guscio adroni per piccole lacune diquark (Delta <

0,1 MeV). Per le stelle di neutroni con nucleo di quark troviamo una scala temporale =

300 anni per la formazione di una distribuzione di temperatura quasi stazionaria nel caso Delta ga 10 MeV e molto breve per Delta la 1 MeV. Se si osservano oggetti compatti giovani e caldi, possono essere interpretati come una manifestazione di superconduttività di colore a grande gap. A seconda delle dimensioni dei gap di accoppiamento, la stella compatta prende percorsi diversi nel diagramma log(T s ) vs. log(t) dove T s è la temperatura superficiale. Rispetto al corrispondente modello adronico che si adatta bene ai dati esistenti, il modello per la stella di neutroni ibrida (con un ampio gap diquark) mostra un raffreddamento troppo rapido. La stessa conclusione si può trarre per i corrispondenti oggetti self-bound.


STRATI DI CONFINE | Strato misto oceano

Convezione profonda

Esistono alcune regioni negli oceani ad alta latitudine in cui la convezione è sia profonda che di lunga durata. Nelle attuali condizioni climatiche, nel Mare di Groenlandia, nel Mare del Labrador e nel Mar Mediterraneo occidentale nell'emisfero settentrionale e nel Mare di Weddell nell'emisfero meridionale, si verifica in superficie un forte e prolungato raffreddamento invernale, che porta a profondi strati convettivi che si estendono su gran parte della colonna d'acqua. La convezione profonda in mare aperto è il mezzo con cui l'oceano profondo viene ventilato e la sua struttura termica viene mantenuta. La risultante circolazione termoalina meridionale e il trasporto di calore oceanico verso i poli dalle basse latitudini alle latitudini medio-alte ad essa associate, hanno una grande influenza sul clima a queste latitudini. In queste poche regioni di convezione profonda, la stratificazione stabile nella colonna d'acqua che normalmente isola l'abisso dall'atmosfera viene rotta violentemente da un forte raffreddamento convettivo in superficie. I tempi associati sono molto più grandi del periodo inerziale (2π/f, dove f=2Ωpeccatoθ è il parametro di Coriolis, Ω essendo la velocità angolare della Terra e θ essendo la latitudine) e quindi la convezione profonda avviene sotto l'influenza della rotazione terrestre.

Ci sono tre fasi di convezione profonda come segue:

La fase di precondizionamento, in cui la prevalente circolazione su larga scala avvicina alla superficie le masse d'acqua profonda debolmente stratificate affinché la stratificazione venga gradualmente erosa da un forte e sostenuto raffreddamento superficiale durante l'inizio dell'inverno. Questa fase è cruciale per l'intero processo. La convezione profonda in mare aperto si trova solo nelle regioni con circolazione ciclonica che provoca una cupola ascendente delle isoterme. Nel Mare del Labrador, la circolazione ciclonica è dovuta alle correnti della Groenlandia occidentale e del Labrador che abbracciano il versante continentale. Nel Mediterraneo, il ciclonico Lions Gyre fornisce il precondizionamento. Un raffreddamento forte e sostenuto è inoltre essenziale per abbattere la stratificazione accumulata negli strati superiori durante la primavera e l'estate precedenti. È interessante notare che perdite di calore ancora maggiori (∼1000 W m -2 ) si verificano negli oceani durante le epidemie invernali di aria fredda al largo delle coste orientali dei continenti che portano a una forte ciclogenesi nell'atmosfera, ma non alla formazione di acque profonde a causa della brevità dell'evento. Negli oceani polari, le differenze di temperatura aria-mare durante le condizioni di vento fuori ghiaccio possono raggiungere i 30–40°C e, se sostenute abbastanza a lungo, possono portare alla formazione di acque intermedie e profonde, ad esempio il Mare di Weddell in Antartide, il Mare di Okhotsk e gli scaffali dell'Artico.

Alla fine la stratificazione si rompe. Sono comuni forti raffrescamenti della durata di diversi giorni con perdite di calore di 500–1000 W m -2 , causati da differenze di temperatura aria-mare di 8–12°C e forti raffiche di vento. Ne consegue una profonda convezione, con pennacchi intensi di pochi chilometri che arrivano fino a 2-3 km di profondità.

Il raffreddamento si indebolisce e la massa d'acqua ben miscelata nel "camino" convettivo si diffonde lateralmente, subendo nel processo instabilità barocline, e si mescola con le acque ambientali. Si ripristina la stratificazione e si prepara il palcoscenico per il ciclo successivo.

I parametri più rilevanti nella convezione profonda sono il flusso di galleggiamento (dovuto sia alle perdite di calore sensibili che evaporative), B0, che può raggiungere valori di 1–3 × 10 −7 m 2 s −3 , la frequenza inerziale, f, la profondità dello strato misto, D, 1000-3000 m, e il raggio di deformazione di Rossby, un = c/f (dove c è la velocità dell'onda gravitazionale interna), tipicamente alcuni chilometri. Il raggio di Rossby è indicativo delle scale orizzontali di movimento sotto l'influenza della rotazione ambientale. In condizioni in cui predominano gli effetti rotazionali, le scale di lunghezza e velocità rilevanti sono l dc = B 0 / f 3 1 / 2 e u dc = B 0 / f 1 / 2 . Il numero di Rossby associato, R o = u dc / f l dc , che caratterizza l'importanza relativa della rotazione è l'unità. Il relativo numero di Rayleigh, un parametro importante nell'instabilità termica e nella convezione libera, è R a = B 0 D 4 / ν k 2 , dell'ordine di 10 26 . Si noti che nell'atmosfera, dove gli effetti rotazionali non sono importanti, la scala di lunghezza pertinente è D, e la relativa scala di velocità è la scala di Deardorff, w * = B 0 D 1 / 3 , indicativa delle velocità tipiche in un ABL convettivo.


Le stranezze solari del XVII secolo ritenute legate al raffreddamento globale sono rare tra le stelle vicine

Un misterioso funk solare del XVII secolo che alcuni hanno collegato alla Piccola Era Glaciale europea e al cambiamento climatico globale, diventa ancora più un enigma a seguito delle nuove osservazioni degli astronomi dell'Università della California, Berkeley.

Per 70 anni, dal 1645 al 1714, i primi astronomi non riportarono quasi alcuna attività di macchie solari. Secondo alcune stime, il numero di macchie solari – aree più fredde sul sole che appaiono scure contro l'ambiente più luminoso– è diminuito di mille volte. Sebbene l'attività del sole fluisca e rifluisca oggi in un ciclo di 11 anni, da allora non è stata così tranquilla.

Dal 1976, quando è stato sottolineato che questo lungo periodo di bassa attività delle macchie solari, il cosiddetto minimo di Maunder, coincideva con la parte più fredda della Piccola Era Glaciale in Europa e Nord America, gli astronomi hanno cercato stelle vicine simili al sole per trovare esempi di minimi stellari. Hanno sperato di determinare quanto siano comuni tali minimi e di prevedere il prossimo minimo solare – e forse il prossimo periodo di raffreddamento globale.

Ora, i dati di un gruppo di astronomi della UC Berkeley mettono in dubbio le centinaia di stelle ritenute esempi di minimi stellari analoghi al periodo di quiete che il sole ha vissuto 300 anni fa.

In un poster che sarà presentato lunedì 31 maggio, alla riunione di Denver dell'American Astronomical Society, lo studente laureato dell'UC Berkeley Jason Wright mostra che quasi tutte le stelle presumibilmente simili al sole che mostrano un'attività minima sono, in realtà, molto più luminose e significativamente diverso dal sole e quindi non esempi di minimi di Maunder. I risultati mettono in discussione tutti gli studi che utilizzano queste stelle per fare inferenze sull'attività del sole e sui minimi futuri, ha detto Wright.

"Le indagini sulle stelle in genere rilevano che dal 10 al 15 percento di tutte le stelle simili al sole si trovano in uno stato inattivo come il minimo di Maunder, il che indicherebbe che il sole trascorre circa il 10 percento del suo tempo in questo stato", ha detto Wright. “Ma il nostro studio mostra che la stragrande maggioranza delle stelle identificate come stelle minime di Maunder sono ben al di sopra della sequenza principale, il che significa che non sono affatto simili al sole, ma sono stelle evolute o stelle ricche di metalli come ferro e nichel . Ad oggi, non abbiamo trovato nessuna stella che sia inequivocabilmente una stella minima di Maunder

"Pensavamo di sapere come rilevare le stelle minime di Maunder, ma non lo sappiamo", ha detto.

La sequenza principale è una regione in cui le stelle normali e a combustione costante si raggruppano quando vengono tracciate su un grafico di colore rispetto alla luminosità. Man mano che le stelle invecchiano, tuttavia, diventano più rosse e luminose – diventando quelle che vengono chiamate stelle subgiganti – e si spostano verso l'alto dalla sequenza principale. Il sole è sulla sequenza principale da circa 5 miliardi di anni, da quando si è stabilizzato dopo aver innescato la fusione dell'idrogeno nel suo nucleo, e vi rimarrà per altri 5 miliardi di anni fino a quando non inizierà a gonfiarsi ea diventare una subgigante.

"Il fatto è che ancora non capiamo cosa sta succedendo nel nostro sole, come i campi magnetici generano il ciclo solare di 11 anni o cosa ha causato il minimo magnetico di Maunder", ha detto il consulente di Wright, Geoffrey Marcy, professore di astronomia all'Università di Berkeley. “In particolare, non sappiamo con quale frequenza una stella simile al sole cade in un minimo di Maunder, o quando si verificherà il prossimo minimo. Potrebbe essere domani

Il calo dell'attività solare alla fine del XVII e all'inizio del XVIII secolo fu attirato all'attenzione del mondo nel 1893 dall'astronomo inglese Edward Walter Maunder, che notò anche un calo nello stesso periodo dell'intensità e della frequenza dell'aurora boreale, che sono causati da tempeste sul sole. Ancora una volta, nel 1976, l'astronomo John Eddy esaminò vari elementi di prova per il minimo di Maunder e concluse non solo che era reale, ma citava un documento del 1961 che collegava il minimo con un contemporaneo periodo di raffreddamento in tutta Europa, forse a causa della diminuzione della produzione di energia da il Sole. Il sole, e le stelle come il sole, sono più deboli quando sono inattive.

L'idea di un minimo di Maunder è controversa, tuttavia, perché nessuno sa veramente quanto da vicino le persone stessero osservando il sole a metà del 1600, solo 40 anni dopo l'invenzione del telescopio. Non esiste alcuna registrazione dell'attività solare prima del minimo di Maunder, anche se un'ondata di attività ne ha segnalato la fine nel 1714.

L'incertezza circonda anche la causa della Piccola Era Glaciale, che iniziò intorno al 1300 d.C. e durò per diverse centinaia di anni. Caratterizzato da inverni più freddi del normale ed estati fresche in tutto l'emisfero settentrionale, potrebbe essere stato causato da gas serra e particolato emessi nell'atmosfera dai vulcani, o dalle fluttuazioni della produzione del sole.

Molti esperti di clima prendono sul serio il minimo di Maunder, tuttavia, e gli astronomi hanno messo insieme un lungo elenco di stelle che presumibilmente mostrano la stessa diminuzione di attività, come evidenziato dalla ridotta emissione dell'elemento calcio nell'atmosfera della stella. L'attività solare è caratterizzata da forti campi magnetici che riscaldano l'atmosfera superiore del sole, o cromosfera, a circa 8.000 - 10.000 gradi Kelvin, stimolando il calcio ad emettere luce blu.

La domanda, ha detto Wright, è se la causa della diminuzione dell'emissione di calcio sia un minimo stellare di Maunder o qualcos'altro, come le stelle dell'età – ruotano più lentamente man mano che invecchiano, perdono la loro dinamo magnetica e non producono più campi magnetici o macchie. 8211 o ad alto contenuto di metalli. “Ora abbiamo scoperto che non proviene dai minimi di Maunder,”, disse.

“Ciò che gli astronomi hanno ipotizzato è che le stelle simili al sole che attraversano un funk stellare siano in realtà stelle molto, molto vecchie i cui campi magnetici si sono spenti per sempre. Non sono in un minimo di Maunder temporaneo, ma permanente. Sono morti,' disse Marcy. “Il sole sarà in quello stato tra circa 4 miliardi di anni.”

"Ciò implica che se altre stelle subiscono i propri minimi di Maunder, allora è un evento raro quasi non rilevato nelle indagini sull'attività o non è necessariamente indicato da bassi livelli di emissione di calcio ", ha scritto Wright. Pertanto, ha aggiunto, è necessario qualche altro criterio per discernere quelle stelle in una recessione stellare.

Il problema con le stelle che si pensava fossero in un minimo di Maunder è passato inosservato perché non è stato fino al 1998 che il satellite Hipparcos è stato lanciato e ha iniziato a determinare le distanze precise di molte stelle vicine. Divenne quindi possibile calcolare la luminosità assoluta di queste stelle e posizionarle con precisione su un grafico colore-luminosità, noto come diagramma di Hertzsprung-Russell.

Wright ha deciso di esaminare sistematicamente le stelle minime di Maunder dopo che lui e Marcy hanno notato che molte stelle vicine apparentemente inattive erano in realtà più luminose delle stelle della sequenza principale. Hanno raccolto spettri di oltre 1.000 stelle vicine per cercare prove di pianeti.

Nella sua analisi, Wright ha utilizzato i dati di Hipparcos sulla distanza per determinare la luminosità assoluta di diverse migliaia di stelle vicine rilevate non solo dal programma di ricerca California e Carnegie Planet di Marcy, ma anche da altri progetti, come il Mount Wilson H-K Project e il Project Phoenix. Ha notato che alcune delle stelle precedentemente identificate come stelle minime di Maunder potrebbero essere stelle ricche di metalli, che bruciano anche più luminose del nostro sole e mostrano meno attività. È necessaria un'ulteriore analisi delle stelle vicine per caratterizzare queste stelle tranquille.

###
I risultati, che sono stati presentati all'Astrophysical Journal, sono il risultato del lavoro supportato da Sun Microsystems, dalla National Aeronautics and Space Administration e dalla National Science Foundation.


Un superfluido stellare

Le stelle di neutroni, i resti compatti di certe esplosioni di supernova, sono alcuni degli oggetti più misteriosi dell'Universo [1]. Questi oggetti particolari hanno una massa compresa tra una e due volte quella del Sole, ma sono stipati in uno spazio di soli 20 km di diametro (70.000 volte più piccolo del diametro del Sole). La densità media di una stella di neutroni può quindi superare alcune centinaia di migliaia di miliardi di grammi per centimetro cubo, una densità molte volte quella che si trova all'interno dei nuclei atomici più pesanti. Le condizioni estreme prevalenti all'interno delle stelle di neutroni sono così lontane da quelle incontrate negli esperimenti di laboratorio che le proprietà dei loro nuclei rimangono in gran parte sconosciute, e la descrizione teorica della materia delle stelle di neutroni è attualmente una delle questioni più impegnative del nucleare e delle particelle. fisica. In un documento che appare in Lettere di revisione fisica, Dany Page dell'Università Nazionale Autonoma del Messico e colleghi negli Stati Uniti [2] sostengono che ci sono prove evidenti che i neutroni nei nuclei delle stelle di neutroni formano un superfluido. Questa conclusione, che è stata raggiunta indipendentemente da un altro gruppo guidato da Dima Yakovlev dello Ioffe Physical Technical Institute di San Pietroburgo, Russia [3], si basa su recenti osservazioni dell'emissione di raggi X termici dalla giovane stella di neutroni situata nella Cassiopea A residuo di supernova (Fig. 1).

Dalla scoperta fortuita delle pulsar radio da parte di Jocelyn Bell Burnell e Anthony Hewish nel 1967, sono state rilevate circa duemila stelle di neutroni. Molti di più probabilmente ne esistono nella nostra Galassia. Come previsto da William Baade e Fritz Zwicky già nel 1933, le stelle di neutroni nascono dal catastrofico collasso gravitazionale del nucleo di ferro di stelle massicce al punto finale della loro evoluzione. Durante le prime decine di secondi dopo l'esplosione della supernova, la stella protoneutrone appena formata ha un raggio di circa 50 km e rimane estremamente calda, con temperature interne dell'ordine di qualche migliaio di miliardi di gradi. Circa un minuto dopo, la stella di protoneutroni diventa trasparente alle particelle quasi prive di massa chiamate neutrini che vengono prodotte copiosamente al suo interno. Ciò consente ai neutrini di fuggire facilmente e portare via energia, in modo che la stella di protoneutroni si raffreddi rapidamente e si riduca in una normale stella di neutroni. Quando la temperatura scende al di sotto di circa un miliardo di gradi, gli strati esterni della stella si cristallizzano in una crosta solida. A questo punto, il nucleo è molto più freddo della crosta a causa del potere di raffreddamento dei neutrini in fuga. Dopo diversi decenni, l'interno della stella raggiunge una temperatura uniforme di circa cento milioni di gradi (ad eccezione di un involucro sottile, esterno, che copre il calore). L'ultima fase di raffreddamento avviene dopo circa centomila anni, quando il calore dall'interno si diffonde alla superficie e viene dissipato sotto forma di radiazione termica elettromagnetica [4,5].

La superficie metallica, composta principalmente da ferro, è generalmente ostacolata da una sottile atmosfera. A pochi metri sotto la superficie, la materia è così compressa che i nuclei atomici, che sono disposti in un reticolo di Coulomb regolare, sono completamente ionizzati e quindi coesistono con un gas quantistico di elettroni. Più in profondità nella stella, i nuclei diventano sempre più ricchi di neutroni fino a quando i neutroni iniziano a gocciolare dai nuclei, formando un oceano di neutroni sotterraneo. Mentre la composizione della crosta esterna è quasi completamente determinata dalle masse atomiche sperimentali, la crosta interna, dove i neutroni non sono legati, non ha equivalenti sulla Terra e quindi può essere studiata solo teoricamente. La crosta si dissolve in un liquido uniforme di neutroni, protoni ed elettroni quando la densità raggiunge circa la metà di quella che si trova all'interno dei nuclei atomici pesanti. Al centro della crosta, i nuclei di transizione possono assumere forme molto insolite, come bastoncelli o lastre. Queste cosiddette "pasta" nucleari potrebbero rappresentare la metà della massa crostale. La composizione e le proprietà della materia densa nel nucleo interno di una stella di neutroni rimangono ancora poco comprese

In particolare, nel 1959, prima delle osservazioni effettive delle prime pulsar, fu suggerito che l'interno delle stelle di neutroni potesse contenere un superfluido di neutroni, un liquido senza attrito con proprietà molto insolite. La superfluidità è una delle manifestazioni macroscopiche più sorprendenti della meccanica quantistica. I nucleoni sono fermioni e, a causa del principio di esclusione di Pauli, tendono generalmente ad evitarsi. This individualistic behavior of nucleons, together with the strong repulsive nucleon-nucleon interaction at short distance, provide the necessary pressure to counterbalance the huge gravitational pull in a neutron star, thereby preventing it from collapsing. However, at low enough temperatures, nucleons may form pairs. These pairs are bosons that can behave coherently on a very large scale and the nucleon condensate can flow without any viscosity, analogous to superfluid helium- 3 . (It is interesting to note that, while helium- 3 becomes a superfluid only below a few mK , superfluidity is sustainable even at a temperature of millions of degrees in a neutron star due to the enormous densities involved.) Even though nuclear pairing has been theoretically studied for several decades [6], the regions of a neutron-star core where this phenomenon could occur are still very uncertain. As shown by the two groups of astrophysicists [2,3], observations of the young cooling neutron star in Cassiopeia A could shed light on this long-standing issue.

Cassiopeia A, which owes its name to its location in the constellation Cassiopeia, is the remnant of a star that exploded 330 years ago at a distance of about 11 , 000 light years from us. This central compact object has been only recently identified as a neutron star with a carbon atmosphere and a surface temperature of about two million degrees [7]. The neutron star in Cassiopeia A is not only the youngest known, thermally emitting, isolated neutron star in our Galaxy, but it is also the first neutron star for which the cooling has been directly observed. Ten-year monitoring of this object has revealed that its temperature has dropped by about 4 % since its discovery in 1999 by the Chandra x-ray observatory [8]. This cooling rate is significantly faster than that expected from standard neutron-star cooling theories. According to the two teams of scientists who analyzed the Chandra x-ray data to determine the cooling rate, these observations provide strong evidence for superfluidity in neutron-star cores. Indeed, the onset of neutron superfluidity opens a new channel for neutrino emission from the continuous breaking and formation of neutron pairs. This process, which is most effective for temperatures slightly below the critical temperature of the superfluid transition, enhances the cooling of the star during several decades. Based on observations of Cassiopeia A, Dany Page and his collaborators pinpoint the critical temperature of the neutron superfluid to half a billion degrees and argue that the protons in neutron-star cores are superconducting. Yakovlev’s group reached similar conclusions, but their inferred critical temperature for the neutron superfluid is a few hundred million degrees higher because they assumed different microscopic inputs. This rapid cooling is predicted to continue for a few more decades at the same rate. If Page et al.’s interpretation is confirmed by future observations, their results would put stringent constraints on microscopic theories of dense nuclear matter.


Immagine astronomica del giorno

Scopri il cosmo! Ogni giorno viene presentata un'immagine o una fotografia diversa del nostro affascinante universo, insieme a una breve spiegazione scritta da un astronomo professionista.

2011 March 5
Cooling Neutron Star
Credito: X-ray: NASA / CXC / UNAM / Ioffe / D.Page, P.Shternin et al Optical: NASA / STScI
Illustration: NASA/CXC/M.Weiss)

Spiegazione: Supernova remnant Cassiopeia A (Cas A) is a comfortable 11,000 light-years away. Light from the Cas A supernova, the death explosion of a massive star, first reached Earth just 330 years ago. The expanding debris cloud spans about 15 light-years in this composite X-ray/optical image, while the bright source near the center is a neutron star (inset illustration) the incredibly dense, collapsed remains of the stellar core. Still hot enough to emit X-rays, Cas A's neutron star is cooling. In fact, 10 years of observations with the orbiting Chandra X-ray observatory find that the neutron star is cooling rapidly, so rapidly that researchers suspect a large part of the neutron star's core is forming a frictionless neutron superfluid. The Chandra results represent the first observational evidence for this bizarre state of neutron matter.


Ultracold Simulators of Superdense Stars

Rice University physicists have created the world's first laser-cooled neutral plasma, completing a 20-year quest that sets the stage for simulators that re-create exotic states of matter found inside Jupiter and white dwarf stars.

The findings are detailed this week in the journal Science and involve new techniques for laser cooling clouds of rapidly expanding plasma to temperatures about 50 times colder than deep space.

"We don't know the practical payoff yet, but every time physicists have laser cooled a new kind of thing, it has opened a whole world of possibilities," said lead scientist Tom Killian, professor of physics and astronomy at Rice. "Nobody predicted that laser cooling atoms and ions would lead to the world's most accurate clocks or breakthroughs in quantum computing. We do this because it's a frontier."

Killian and graduate students Tom Langin and Grant Gorman used 10 lasers of varying wavelengths to create and cool the neutral plasma. They started by vaporizing strontium metal and using one set of intersecting laser beams to trap and cool a puff of strontium atoms about the size of a child's fingertip. Next, they ionized the ultracold gas with a 10-nanosecond blast from a pulsed laser. By stripping one electron from each atom, the pulse converted the gas to a plasma of ions and electrons.

Energy from the ionizing blast causes the newly formed plasma to expand rapidly and dissipate in less than one thousandth of a second. This week's key finding is that the expanding ions can be cooled with another set of lasers after the plasma is created. Killian, Langin and Gorman describe their techniques in the new paper, clearing the way for their lab and others to make even colder plasmas that behave in strange, unexplained ways.

Plasma is an electrically conductive mix of electrons and ions. It is one of four fundamental states of matter but unlike solids, liquids and gases, which are familiar in daily life, plasmas tend to occur in very hot places like the surface of the Sun or a lightning bolt. By studying ultracold plasmas, Killian's team hopes to answer fundamental questions about how matter behaves under extreme conditions of high density and low temperature.

To make its plasmas, the group starts with laser cooling, a method for trapping and slowing particles with intersecting laser beams. The less energy an atom or ion has, the colder it is, and the slower it moves about randomly. Laser cooling was developed in the 1990s to slow atoms until they are almost motionless, or just a few millionths of a degree above absolute zero.

"If an atom or ion is moving, and I have a laser beam opposing its motion, as it scatters photons from the beam it gets momentum kicks that slow it," Killian said. "The trick is to make sure that light is always scattered from a laser that opposes the particle's motion. If you do that, the particle slows and slows and slows."

During a postdoctoral fellowship at the National Institute of Standards and Technology in Bethesda, Md., in 1999, Killian pioneered the ionization method for creating neutral plasma from a laser-cooled gas. When he joined Rice's faculty the following year, he started a quest for a way to make the plasmas even colder. One motivation was to achieve "strong coupling," a phenomenon that happens naturally in plasmas only in exotic places like white dwarf stars and the center of Jupiter.

"We can't study strongly coupled plasmas in places where they naturally occur," Killian said. "Laser cooling neutral plasmas allows us to make strongly coupled plasmas in a lab, so that we can study their properties"

"In strongly coupled plasmas, there is more energy in the electrical interactions between particles than in the kinetic energy of their random motion," Killian said. "We mostly focus on the ions, which feel each other, and rearrange themselves in response to their neighbors' positions. That's what strong coupling means."

Because the ions have positive electric charges, they repel one another through the same force that makes your hair stand up straight if it gets charged with static electricity.

"Strongly coupled ions can't be near one another, so they try to find equilibrium, an arrangement where the repulsion from all of their neighbors is balanced," he said. "This can lead to strange phenomena like liquid or even solid plasmas, which are far outside our normal experience."

In normal, weakly coupled plasmas, these repulsive forces only have a small influence on ion motion because they're far outweighed by the effects of kinetic energy, or heat.

"Repulsive forces are normally like a whisper at a rock concert," Killian said. "They're drowned out by all the kinetic noise in the system."

In the center of Jupiter or a white dwarf star, however, intense gravity squeezes ions together so closely that repulsive forces, which grow much stronger at shorter distances, win out. Even though the temperature is quite high, ions become strongly coupled.

Killian's team creates plasmas that are orders of magnitude lower in density than those inside planets or dead stars, but by lowering the temperature they raise the ratio of electric-to-kinetic energies. At temperatures as low as one-tenth of a Kelvin above absolute zero, Killian's team has seen repulsive forces take over.

"Laser cooling is well developed in gases of neutral atoms, for example, but the challenges are very different in plasmas," he said.

"We are just at the beginning of exploring the implications of strong coupling in ultracold plasmas," Killian said. "For example, it changes the way that heat and ions diffuse through the plasma. We can study those processes now. I hope this will improve our models of exotic, strongly coupled astrophysical plasmas, but I am sure we will also make discoveries that we haven't dreamt of yet. This is the way science works."


Guarda il video: SENAM PGRI VERSI PENDINGINAN TIM KOTA SINGKAWANG (Gennaio 2022).