Astronomie

Co vede ke zvýšení neprůhlednosti v mechanismu kappa?

Co vede ke zvýšení neprůhlednosti v mechanismu kappa?


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.

Chápu, že mechanismus kappa (který vede k variabilitě hvězd) způsobuje zvýšení opacity se zvyšující se teplotou v parciálních ionizačních zónách. Nejsem si však jistý, zda chápu, co způsobuje zvyšující se neprůhlednost s teplotou.

Až donedávna jsem si myslel, že zvyšující se krytí bylo způsobeno zvyšováním krytí Thompsona kvůli zvyšující se ionizační frakci s teplotou v parciálních ionizačních zónách. Některé věci, které jsem četl, však naznačovaly, že to nebyla příčina. Chtěl jsem se tedy zeptat, co je příčinou zvyšování neprůhlednosti s teplotou v parciálních ionizačních zónách?


Je to trochu jemné, klíčovou věcí, kterou částečná ionizace dělá, je zabránit tomu, aby se teplota příliš nezměnila. To, co opravdu chcete, je zvýšení hustoty, nikoli teploty. Důvod, proč je mechanismus kappa důležitý, spočívá v tom, že umožňuje, aby se do plynu přidávalo teplo, když je stlačeno, a odstraněno, když se plyn roztahuje, což umožňuje pulzaci přidávat energii. Teplo je přidáváno, když je opacita vysoká, a odváděno, když je nízká, takže potřebujete, aby opacita stoupala, když je plyn stlačen, a klesala, když je plyn expandován.

Normální opacita nyní klesá, když je stlačen plyn, protože nárůst teploty způsobuje ionizaci, která ve skutečnosti poškozuje opacitu kovu snížením počtu vázaných elektronů (kovové elektrony mají obecně vyšší opacitu, když jsou vázány, kvůli rezonancím, než když jsou volné, i když vodík a hélium, které jsme měli ve Velkém třesku, jsou výjimkou, která funguje opačně - ve hvězdě je důležitá a proměnlivá obvykle opacita kovu). Ale zvýšení hustoty má také tendenci produkovat více vázaných kovových elektronů, takže tam existuje konkurence, že teplota obvykle vyhrává a hvězdy jsou pulzačně stabilní. Ale v parciálních ionizačních zónách se změny teploty snižují fázovými změnami, které pohlcují přebytečnou energii, a to dává zvýšení hustoty hranu, která umožňuje zvýšení opacity při stlačování plynu.


3. týden (9 / 8-10) RA 15 až 17 hodin

Je čas začít pracovat na obloze. Minulý týden jsem rozdával kopie nálezových map pro objekty bodující bodování. Nezapomeňte si je vzít s sebou do observatoře. Budu na ně odkazovat také během přednášky.

Malá medvědice

Nominální hranice Ursa Minor jsou 13 až 18 hodin. Prakticky je to irelevantní, protože Ursa Minor je pro severní polokouli cirkumpolární. Ve skutečnosti obsahuje na konci rukojeti Polárku (Polaris, alfa UMi).

V UMi nejsou žádné objekty bodující bod, ale protože zaujímá severní nebeský pól, je neocenitelný pro orientaci v obloze.

Corona Borealis

Hranice Corona Borealis jsou 15 až 16,5 hodiny. V CrB nejsou žádné objekty s bodovým hodnocením, ale alfa CrB je proměnná a existuje spousta dvojitých hvězd. Existuje také bohatá kupa galaxií, které jsou příliš slabé na pozorování malým dalekohledem.

Zde stojí za zmínku, protože je poměrně snadné ho vybrat a vytvořit kompaktní oblouk hvězd pouhým okem, který může být užitečný při orientaci v této části oblohy.

Draco

Hranice Draka jsou od asi 10 do asi 20 hodin v dlouhé hadí smyčce kolem severního nebeského pólu. Téměř obklopuje Ursu Minor. Není to prominentní souhvězdí, ale čtyři hvězdy, které tvoří „hlavu draka“, jsou nápadné. Jakmile tedy najdete Ursa Minor, není umístění Draca obtížné.

V Dracovi jsou dva objekty s bodovým hodnocením. Toto jsou binární soubory csi a nu Draconis. nu Dra je snazší cíl, protože je součástí dračí hlavy. CSI Dra je trochu obtížnější, ale lze jej najít buď trasováním po dračím těle, nebo startem z šálku malé naběračky (UMi).

Herkules

Hranice Herkula jsou od 16 do 19 hodin. Leží jižně od hlavy Draka a západně od Corony Borealis. Nejvýznamnějším rysem souhvězdí je tvar „náhrobního kamene“, o kterém se říká, že tvoří Herkulesovu hlavu.

V Herkulesovi jsou dva objekty s bodovým hodnocením. kappa Her je binární systém. Lze to zjistit tak, že začneme od vrcholu náhrobku, potom po této linii na jih k beta Her a poté se napojíme na východ kolem gama na kappu. Druhým objektem je kulová hvězdokupa M13. M13 je docela snadný cíl. Leží podél vrcholu náhrobku, asi třetinu cesty na jih od eta Her.

Hadi

Serpens je matoucí. Dodává se ve dvou kusech a mezi nimi je Ophiuchus. Západní část (RA od 15 do 16 hodin) je jižně od Corona Borealis a vyznačuje se výrazným asterismem motýlků, který údajně tvoří hadovu hlavu. Odtud hadí tělo jde na jih, pak se zalomí na východ pod Ophiuchem a poté se vrátí na sever / severovýchod (RA od 17:30 do 19 hodin).

Jedním bodovým objektem je binární theta Ser, který je na vzdáleném konci hadího ocasu, západně od Aquily.

Střelec

Hranice Střelce jsou trochu na východ od naší nominální zóny (přibližně od 17:30 do 20:30), ale jsou dostatečně daleko na jih, takže je budete muset pozorovat poměrně brzy v semestru. Leží jihovýchodně od východní části Serpens a je nejsnadněji rozpoznatelný podle asterismu „čajové konvice“, který tvoří jádro souhvězdí.

Ve Střelci jsou dva objekty s bodovým hodnocením: kulová hvězdokupa M22 a oblast HII M8. M22 leží východně od špičky víka konvice na čaj. M8 (mlhovina Laguna) lze najít tak, že začnete u jasné hvězdy rukojeti čajové konvice, přejdete ke špičce víka a poté pokračujete dále stejným směrem. Hvězda víka je asi v polovině cesty od hvězdy rukojeti k mlhovině.

Boty

Bootes je jen na západ od Corona Borealis (přibližně od 13:30 do 16 hodin). V Bootes nejsou žádné objekty, které by bodovaly, ale je to užitečné souhvězdí pro orientaci, protože obsahuje Arcturus, jednu z nejjasnějších hvězd na obloze. V tomto ročním období můžete vidět Arctura na západě, jakmile obloha začne tmavnout. Jakmile najdete Bootes, můžete jej použít jako výchozí bod k cestě k dalším souhvězdím.

Ophiuchus

Ophiuchus (od 16 do 19 hodin) je věc, kterou hadi obtočí. Leží na jih nebo Herculus a severně od Štíra a Střelce. V Ophiuchovi nejsou žádné předměty bodující, i když v jeho hlavní části je několik Messierových objektů (M10, M12 a M14).

Scorpius

Jak je uvedeno výše, Scorpius (od 16 do 18 hodin) je jižně od Ophiuchus a západně od Střelce. Ve Scorpiusovi nejsou žádné objekty, které by bodovaly, ale je snadné je spatřit, když se podíváte na jihozápad hned po západu slunce. Má v sobě velké množství Messierových objektů, ale je příliš daleko na západ, než abychom je mohli použít v pozorovacím seznamu.

Scorpius je také pozoruhodný tím, že je jedním z mála souhvězdí, které ve skutečnosti vypadají jako to, co má představovat. V tomto případě štír. A téměř každá kultura, která má škorpióny, to považuje za jednu. Obsahuje také hvězdu Antares. Antares je jasný, červený a v ekliptice. Často to tedy bylo zaměňováno s Marsem (v řecké mytologii Ares).

Váhy

Jižně od Serpens jsou Váhy (od 14:30 do 16 hodin) západně od Scorpiusu. Bude těžké ho najít, než zapadne na večerní oblohu. A jako takové nemáme ve Váhu žádné cílové objekty.

Jižní obloha

Zahrnoval jsem VELMI krátkou diskusi o jižních souhvězdích v tomto pásmu RA. Severní část Lupusu je nyní v časných večerních hodinách viditelná na jižním obzoru, ale to je asi tak všechno. Norma a Triangulum Australe jsou příliš daleko na jih, než aby je bylo vidět z Mankato. Ale někdy můžete jít do Chile.

Cepheus

Ačkoli je to nominálně na východ od našeho současného řezu (od 20 do 0 hodin), nyní zahrnuji Cefea, protože se jedná o další cirkumpolární souhvězdí. Tak to můžete vidět po celý semestr. Zahrnuje také cílový objekt delta Cephei, prototyp proměnných hvězd Cepheid.

Cefeus je právě na východ od Draka a údajně představuje židli obrácenou k nám. Horní část židle je hvězda nejblíže k NCP. Proměnná hvězda je v jihovýchodním rohu židle. V průběhu semestru jsem zveřejnil pozorovací projekt, který se zabývá sestavením světelné křivky pro deltu Cephei.

Pulzující proměnné hvězdy

Historie astronomie pulzujících proměnných hvězd začíná objevem, který Omicron Ceti - také známý jako Miro - byla proměnná (

1600). Mira je prototyp třídy objektů, nyní známé jako Long-Period Variables (LPV). LPV jsou supergianty AGB. Mají dlouhé periody variability (100 s až 1000 s dnů) a velké amplitudy variability (až

Asi o 200 let později byla objevena proměnná hvězdná delta Cephei. Toto je prototyp proměnných hvězd Cepheid. Tyto objekty mají období několika dní až

100 dní. Jsou to supergianty FG.

Cefeidy osídlují jasný konec zóny v H-R diagramu známém jako Nestability Strip. Všechny hvězdy jiné než MS v pruhu nestability jsou variabilní. Pás nestability je místo, které pokrývá poměrně malý rozsah teplot a celou škálu světelnosti od Supergiantů po Bílé trpaslíky.

Ve 20. letech 20. století podrobná pozorování periodické změny velikosti, povrchové teploty (barvy), poloměru (prostřednictvím rovnice Stefana-Boltzmanna) a radiální rychlosti (z Dopplerových posunů) prokázaly, že variabilita cefeid musí být způsobena jejich fyzikálními vlastnostmi pulzace.

Skutečnost, že takový rozsah v hvězdných typech vykazuje silnou pulzaci v jedné oblasti H-R diagramu (pás nestability), ukazuje, že by měl existovat jeden základní fyzikální mechanismus odpovědný za pulzaci.

Práce Artura Eddingtona ve 20. a 30. letech to začala řešit. Eddingtonovým klíčovým poznatkem bylo zacházet s pulzací jako s termodynamickým problémem. V zásadě považovat hvězdu za tepelný motor. Aby bylo možné řídit pulsační režimy v obálce hvězdy, musí existovat vrstva, ve které se opacita po kompresi zvyšuje.

Obvykle to nedrží ve hvězdných obálkách. Standardní měřítko krytí (Kramersův zákon):

naznačuje, že opacita by se měla při kompresi snížit, protože se zvyšuje hustota i teplota, ale dominuje zvýšení teploty.

K řešení dospěla práce řady teoretiků v 50. letech. Vrstvy ve hvězdném obalu, kde vodík a hélium mění ionizační stavy (částečně ionizované zóny nebo PIZ), mohou mít požadované termodynamické chování zvyšující opacitu se zvyšujícím se tlakem. Je to proto, že komprese plynu v těchto vrstvách spíše zvyšuje relativní ionizaci plynu než zvyšuje teplotu. A dekomprese snižuje ionizaci, čímž uvolňuje teplo a udržuje stabilní teplotu.

To znamená, že PIZ je vrstva, ve které ve hvězdném interiéru probíhá fázový přechod. Pokud někdo přidá teplo do ledu při 0 ° C, nezahřívá se. Taje to. Stejně tak, pokud člověk přidá teplo do plynu, který je právě na ionizační teplotě, plyn se nezahřívá. Ionizuje.

H-PIZ se vyskytuje při teplotě asi 10 000 K a He-PIZ asi 4 400 000 K. Tyto vrstvy se tedy vyskytují v interiérech všech hvězd chladnějších než hvězdy O, a přesto je pulzace vzácným procesem, k němuž dochází pouze poměrně úzké pásmo hvězdné efektivní teploty. Proč?

7500 K, PIZ se vyskytují dostatečně blízko k povrchu, takže mechanismus kappa není schopen řídit dostatečné množství hmoty, aby došlo k významné pulzaci.

Ve hvězdách chladnějších než asi 5 000 K je konvekční vrstva dostatečně hluboká, že se zdá, že narušuje mechanismy řízení pulzací.

Podrobné teoretické modelování naznačuje, že He-PIZ je dominantní pro řízení hvězdné pulzace. Je to proto, že He-PIZ se vyskytuje hlouběji v hvězdné obálce a mnohem vyšší hustotě než H-PIZ.


Terapeutické a mechanické účinky kurkuminu při Huntingtonově nemoci

Autoři: Fabiana Labanca, Dipartimento di Scienze, Universitadella Basilicata, Viadell'Ateneo Lucano, 10 85100 Potenza (PZ), Itálie Hammad Ullah, farmaceutické oddělení, Neapolská univerzita Federico II, Neapol, Itálie Haroon Khan *, farmaceutické oddělení, Abdul Wali Khan University Mardan, 23200, Pakistan Luigi Milella, Dipartimento di Scienze, Universitadella Basilicata, Viadell'Ateneo Lucano, 10 85100 Potenza (PZ), Itálie Jianbo Xiao, Mezinárodní výzkumné středisko pro výživu a bezpečnost potravin, Univerzita Jiangsu, Zhenjiang 212013, Čína Zora Dajic -Stevanovic, Univerzita v Bělehradě, Zemědělská fakulta, Srbsko Nemanjina 6, 11080 Bělehrad, Srbsko Philippe Jeandet Induced Resistance and Plant Bioprotection, Přírodovědecká fakulta, Univerzita v Remeši Champagne-Ardenne, Remeš Cedex 51687, Francie

Přidružení:

Název časopisu: Současná neurofarmakologie

Svazek 19, číslo 7, 2021




Grafický abstrakt:

Abstraktní:

Kurkumin je nutraceutikum odvozené z koření, které si získalo ohromnou pozornost díky svým hlubokým léčivým hodnotám. Mění řadu molekulárních drah, jako je nukleární faktor kapa-zesilovač lehkého řetězce aktivovaných B buněk (NF - & # 954B), signální měnič a aktivátor transkripce 3 (STAT3), jaderný faktor erythroid 2 související s faktorem 2 ( Nrf2) a cyklooxygenázy-2 (COX ‐ 2), které z něj činí potenciální terapeutickou volbu při léčbě mnoha poruch. Má také potenciál zabránit agregaci proteinů, a tím chránit před degenerací neuronů při neurodegenerativních poruchách, včetně Huntingtonovy choroby (HD). HD je autosomálně dominantní porucha spojená se změnou genové exprese, která vede ke zvýšení velikosti opakování trinukleotidů cytosinu, adeninu a guaninu (CAG), napomáhá agregaci proteinů v mozku a poškozuje neurony. Upstream regulace oxidačního stresu a zánětlivé kaskády jsou dva důležité faktory, které řídí progresi HD. Dostupné terapie jen potlačují závažnost příznaků řadou vedlejších účinků. Kurkumin se zaměřuje na mnoho mechanismů při léčbě nebo prevenci HD, včetně antioxidačního a protizánětlivého potenciálu, chelatace kovových iontů, transkripčních změn a regulační aktivity molekulárních chaperonů, proteinů tepelného šoku (HSP). Díky příznivému bezpečnostnímu profilu může být kurkumin alternativní terapeutickou volbou při léčbě neurodegenerativních poruch, jako je HD. Tento přehled se zaměří na mechanistické aspekty kurkuminu při léčbě nebo prevenci HD a na jeho potenciál zastavit progresi onemocnění a otevře nové dimenze bezpečných a účinných terapeutických látek při snižování HD.

Současná neurofarmakologie

Titul:Terapeutické a mechanické účinky kurkuminu při Huntingtonově nemoci

OBJEM: 19 PROBLÉM: 7

Autoři:Fabiana Labanca, Hammad Ullah, Haroon Khan *, Luigi Milella, Jianbo Xiao, Zora Dajic-Stevanovic a Philippe Jeandet

Přidružení:Dipartimento di Scienze, Universitadella Basilicata, Viadell'Ateneo Lucano, 10 85100 Potenza (PZ), Department of Pharmacy, University of Naples Federico II, Naples, Department of Pharmacy, Abdul Wali Khan University Mardan, 23200, Dipartimento di Scienze, Universitadella Basilicata, Viadell'Ateneo Lucano, 10 85100 Potenza (PZ), International Research Center for Food Nutrition and Safety, Jiangsu University, Zhenjiang 212013, University of Belgrade, Agricultural Faculty, Serbia Nemanjina 6, 11080 Belgrade, Induced Resistance and Plant Bioprotection, Faculty of Sciences University of Reims Champagne-Ardenne, Reims Cedex 51687

Abstraktní:Kurkumin je nutraceutikum odvozené z koření, které si získalo ohromnou pozornost díky svým hlubokým léčivým hodnotám. Mění řadu molekulárních drah, jako je nukleární faktor kapa-zesilovač lehkého řetězce aktivovaných B buněk (NF - & # 954B), signální měnič a aktivátor transkripce 3 (STAT3), jaderný faktor erythroid 2 související s faktorem 2 ( Nrf2) a cyklooxygenázy-2 (COX ‐ 2), které z něj činí potenciální terapeutickou volbu při léčbě mnoha poruch. Má také potenciál zabránit agregaci proteinů, a tím chránit před degenerací neuronů při neurodegenerativních poruchách, včetně Huntingtonovy choroby (HD). HD je autosomálně dominantní porucha spojená se změnou genové exprese, která vede ke zvýšení velikosti opakování trinukleotidů cytosinu, adeninu a guaninu (CAG), napomáhá agregaci proteinů v mozku a poškozuje neurony. Upstream regulace oxidačního stresu a zánětlivé kaskády jsou dva důležité faktory, které řídí progresi HD. Dostupné terapie jen potlačují závažnost příznaků řadou vedlejších účinků. Kurkumin se zaměřuje na mnoho mechanismů při léčbě nebo prevenci HD, včetně antioxidačního a protizánětlivého potenciálu, chelatace kovových iontů, transkripčních změn a regulační aktivity molekulárních chaperonů, proteinů tepelného šoku (HSP). Díky příznivému bezpečnostnímu profilu může být kurkumin alternativní terapeutickou volbou při léčbě neurodegenerativních poruch, jako je HD. Tento přehled se zaměří na mechanistické aspekty kurkuminu při léčbě nebo prevenci HD a na jeho potenciál zastavit progresi onemocnění a otevře nové dimenze bezpečných a účinných terapeutických látek při snižování HD.


3. Klinické příznaky a údaje o pacientech

Nejběžnějšími klinickými příznaky onemocnění COVID-19 jsou u většiny pacientů suchý kašel, horečka a dušnost. U některých pacientů se vyskytují i ​​další příznaky, jako je bolest v krku, bolesti hlavy, myalgie, únava a průjem (Chen et al., 2020b Hui et al., 2020). V počáteční fázi onemocnění mohou být pacienti afebrilní, projeví se pouze zimnicí a dýchacími příznaky. Ačkoli se většina případů jeví jako mírná, všichni pacienti mají nové plicní příznaky jako zákal plicního skla na rentgenovém vyšetření hrudníku (Woo et al., 2010 Holshue et al., 2020). Příznaky u pacientů s mírnou pneumonií jsou horečka, kašel, bolest v krku, únava, bolesti hlavy nebo myalgie (Yang et al., 2020). Zjevně nevykazují žádné závažné příznaky nebo komplikace. U některých pacientů byla hlášena infekce horních cest dýchacích (URI), bilaterální nerovnoměrná neprůhlednost v plicích (Chan et al., 2020a), snížení počtu bílých krvinek nebo lymfocytů (Zhou et al., 2020a) a zvýšení ALT, AST, LDH, CK-MB, CRP a ESR v těchto stadiích infekce (Guan et al., 2020). Pacienti s těžkou pneumonií trpí syndromem akutní respirační tísně (ARDS) a refrakterní hypoxemií. nCoV-2019 může způsobit vážnou plicní infekci, respirační selhání, poškození orgánů a dysfunkci. V případě dysfunkcí extra-plicního systému, jako jsou poruchy v hematologickém a trávicím systému, bude riziko sepse a septického šoku vážné, což povede ke značnému zvýšení úmrtnosti. Zjištění ukázala, že onemocnění je u většiny pacientů mírné (81%) a pouze u několika z nich se vyvine závažná pneumonie, plicní edém, ARDS nebo poškození různých orgánů s morálkou 2,3%. U dětí se infekce obecně projevuje mnohem mírnějšími klinickými příznaky nebo dokonce bez příznaků ve srovnání s dospělými. Podle předchozích studií se nezdá, že by těhotné ženy měly závažné onemocnění, zatímco u starších pacientů je vysoké riziko vzniku kritického onemocnění (Chen et al., 2020b Yang et al., 2020). Míra úmrtnosti (CFR) se zvýšila u 50% pacientů starších 80 let s anamnézou chronických onemocnění, jako je vysoký krevní tlak, cukrovka, srdeční choroby, onemocnění dýchacích cest, cerebrovaskulární onemocnění, poruchy endokrinního systému, poruchy trávicího systému a rakoviny. Příčinou smrti je ve většině případů selhání dýchání, septický šok nebo selhání několika orgánů (Chen et al., 2020b). Ve skutečnosti je zvýšený C-reaktivní protein (CRP) důležitým faktorem zhoršené imunity charakterizované lymfopenií. Takže SARS-CoV-2 pravděpodobněji postihuje starší lidi s chronickým onemocněním kvůli jejich horší imunitní funkci (Badawi a Ryoo, 2016). Bylo také zjištěno, že Covid-19 infikuje více mužů (průměrný věk 55,5 let) než žen (Badawi a Ryoo, 2016). Menší náchylnost žen k virovým infekcím je pravděpodobně spojena s ochrannou rolí chromozomu X a pohlavních hormonů, což vede k silnější imunitní odpovědi na virus (Channappanavar et al., 2017). Výsledky CT zobrazování pacientů s COVID-19 odhalily, že většina případů měla zakalené skleněné opacity, které se mohou projevit jako šílený vzor dlažby, organizující se pneumonie a architektonické zkreslení. Na rentgenovém nebo CT zobrazování vyšetřovaných pacientů bylo zjištěno jednostranné nebo oboustranné postižení kompatibilní s virovou pneumonií a v případech hospitalizovaných na jednotce intenzivní péče byly zaznamenány oboustranné vícenásobné lobulární a subsegmentální oblasti konsolidace (Huang et al., 2020a Moxley et al., 2002 Lucia et al., 2020) (obr. 3).

Fellow diagram pro potvrzení COVID-19.


Co vede ke zvýšení neprůhlednosti v mechanismu kappa? - Astronomie

COVID-19 ovlivnil mnoho institucí a organizací po celém světě a narušil pokrok výzkumu. Prostřednictvím této obtížné doby APS a Fyzický přehled redakční kanceláře jsou plně vybaveny a aktivně pracují na podpoře výzkumných pracovníků pokračováním v provádění všech redakčních a recenzních funkcí a publikováním výzkumu v časopisech, jakož i minimalizací narušení přístupu do časopisů.

Vážíme si vašeho trvalého úsilí a odhodlání pomáhat rozvíjet vědu a umožňovat nám vydávat nejlepší fyzikální časopisy na světě. A doufáme, že vy i vaši blízcí zůstanete v bezpečí a zdraví.

Mnoho vědců nyní zjistí, že pracují mimo své instituce, a proto mohou mít potíže s přístupem do časopisů Physical Review. Abychom to vyřešili, vylepšujeme přístup pomocí několika různých mechanismů. Viz Off-Campus Access to Fyzický přehled další pokyny.


Pulzující bílí trpaslíci: nové poznatky

Hvězdy jsou nesmírně důležité astronomické objekty, které tvoří pilíře, na nichž je postaven Vesmír, a proto se o jejich studium v ​​průběhu let těší stále větší zájem. Bílé trpasličí hvězdy nejsou výjimkou. Ve skutečnosti tyto hvězdy představují konečnou vývojovou fázi pro více než 95% všech hvězd. Galaktická populace bílých trpaslíků sděluje nepřeberné množství informací o několika základních problémech a má zásadní význam pro studium struktury, vývoje a chemického obohacení naší Galaxie a jejích složek - včetně historie vzniku hvězd Mléčné dráhy. Několik důležitých studií zdůraznilo výhodu používání bílých trpaslíků jako spolehlivých hodin k dnešnímu dni nejrůznější hvězdné populace ve sluneční oblasti a v nejbližších hvězdných hvězdokupách, včetně tenkých a silných disků, galaktického sféroidu a systému globulárních a otevřených hvězdokup . Kromě toho jsou bílí trpaslíci sledovači vývoje planetárních systémů v několika fázích hvězdného vývoje. Neméně relevantní než tyto aplikace, studium hmoty při vysokých hustotách těží z našich podrobných znalostí o evolučních a pozorovacích vlastnostech bílých trpaslíků. V tomto smyslu se bílí trpaslíci používají jako laboratoře pro astro-částicovou fyziku. Jejich zájem je zaměřen na fyziku nad rámec standardního modelu, tedy na fyziku neutrin, fyziku axionů a také na záření z „zvláštních dimenzí“ a dokonce i na krystalizaci. Poslední desetiletí bylo svědkem velkého pokroku ve studiu bílých trpaslíků. Zejména velké množství informací o těchto hvězdách z různých průzkumů nám umožnilo provést smysluplné srovnání evolučních modelů s pozorováním. Zatímco některé informace, jako je chemické složení povrchu, teplota a gravitace izolovaných bílých trpaslíků, lze odvodit ze spektroskopie a lze také odvodit celkovou hmotnost a poloměr, pokud jsou v binárních souborech, vnitřní strukturu těchto kompaktních hvězd lze odhalit pouze prostředky asteroseismologie, přístup založený na srovnání mezi pozorovanými periody pulzování proměnných hvězd a periody předpovídanými příslušnými teoretickými modely. Asteroseismologické techniky nám umožňují odvodit podrobnosti vnitřní chemické stratifikace, celkové hmotnosti a dokonce i hvězdného rotačního profilu. V tomto přehledu nejprve revidujeme aktuálně přijímané evoluční kanály, které vedou ke vzniku hvězd bílých trpaslíků, a poté podrobně vysvětlíme různé dosud známé podtypy pulzujících bílých trpaslíků, s důrazem na nedávné pozorovací a teoretický pokrok ve studiu těchto fascinujících proměnných hvězd.

Toto je náhled obsahu předplatného, ​​přístup prostřednictvím vaší instituce.


Co vede ke zvýšení neprůhlednosti v mechanismu kappa? - Astronomie

peer reviewedContext: Pozorování naznačují, že existuje vztah mezi hnacím mechanismem pulzací hvězd roAp a distribucí těžkých prvků v těchto hvězdách. Cíl: Pokusíme se studovat účinky lokálních a globálních variací metalicity na excitační mechanismus p-režimů vysokého řádu v hvězdných modelech A. Metody: Vyvinuli jsme hvězdné evoluční modely k popisu magnetických hvězd A s různými globálními metalickými nebo lokálními profily akumulace kovů. Tyto modely byly vypočítány pomocí CLES (`` Code Liègeois d & # 039évolution stellaire & # 039 & # 039) a stabilita našich modelů byla hodnocena pomocí neadiabatického oscilačního kódu MAD. Výsledky: Naše modely reprodukují modrý okraj pruhu nestability hvězd roAp, ale generují červený okraj teplejší než pozorovaný, bez ohledu na metaličnost. Překvapivě jsme zjistili, že zvýšení neprůhlednosti uvnitř oblasti řízení může způsobit nižší míru řízení, což označujeme jako `` inverzní kappa mechanismus & # 039 & # 039


Co vede ke zvýšení neprůhlednosti v mechanismu kappa? - Astronomie

Ke zlepšení energetické účinnosti a výdrže technologií magnetické paměti je žádoucí napěťově řízený mechanismus. Účinek regulace napětí magnetické anizotropie (VCMA) v hromadách MgO je slibnou možností, jeho síla je však příliš nízká pro paměťové aplikace. Nahrazení standardní vrstvy MgO oxidem s vyšší permitivitou κ může pomoci zlepšit pevnost VCMA. Prokázali jsme účinek VCMA až do ξ = 75 fJ / Vm při pokojové teplotě ve dvojvrstvě Co ∖ Pt pěstované na atomové vrstvě (ALD) s vysokým κ SrTiO 3 (STO). Po ošetření povrchu STO isopropanolem je pozorována tenká mezifázová vrstva CoO x, která umožňuje VCMA. Po ochlazení z pokojové teploty na 200 K se síla účinku VCMA zvyšuje dvojnásobně. Toto zvýšení je nekompatibilní s očekávanou Arrheniovou teplotní závislostí pro iontový efekt, a proto tvrdíme, že pozorovaný efekt VCMA je elektronický. Elektronická VCMA je žádoucí pro adekvátní výdrž paměti, a proto zde navrhovaný přístup má velký potenciál pro aplikace.


ÚVOD

Supernovy typu Ia (SNe Ia) se úspěšně používají jako kosmologické indikátory vzdálenosti, protože mají vysokou svítivost při maximálním světle (Betoule et al. 2014 Scolnic et al. 2018 Abbott et al. 2019). Je také důležité, aby bylo možné tuto svítivost „standardizovat“, tj. Snížit na stejnou hodnotu. Empirický vztah mezi svítivostí SNe při maximálním světle a tvarem jejich světelných křivek byl poprvé publikován v publikacích Rust (1974) a Pskovskii (1977, 1984). S malým vzorkem SNe bylo v těchto dokumentech ukázáno, že jas jasnějšího SNe Ia klesá po maximu pomaleji, tj. Světelná křivka vypadá širší. Později bylo zjištěno, že svítivost SNe Ia závisí také na jejich barvě (Hamuy et al. 1996 Tripp 1998). Dosud bylo vyvinuto několik standardizačních metod a modelů SN, s ( Delta m_ <15> ) (Phillips 1993 Phillips et al. 1999), SALT2 (Guy et al. 2007), SNEMO (Saunders et al. 2007 ) a mezi nimi i metody SUGAR (Léget et al. 2020).

Existuje několik scénářů výbuchu SNe Ia. Obvykle se jedná o termonukleární výbuch bílého trpaslíka C – O, jehož hmotnost přesáhla chandrasekharského v důsledku narůstání (Schatzmanův mechanismus Whelan a Iben 1973 Hachisu et al. 1996) nebo sloučení dvou bílých trpaslíků s celkovou hmotností větší než limit stability (Iben a Tutukov 1984 Webbink 1984). K vysvětlení celé řady pozorovaných podtypů SN Ia (91bg, Iax, 91T, 03fg atd.) Existují některé alternativní scénáře, například scénář sub-Chandrasekhar, obvykle spojený se slabými výbuchy nebo super -Chandrasekhar jeden pro více světelných událostí (Polin et al. 2019 Hachisu et al. 2012 Fink et al. 2018 Hsiao et al. 2020). Je důležité zdůraznit, že dosud není známo, který ze scénářů je realizován v přírodě a pokud několik z nich funguje, tak v jakém poměru.

SNe Ia umožnil objevit zrychlující se expanzi vesmíru (Riess et al. 1998 Perlmutter et al. 1999) nebo přesněji nutnost zavedení termínu lambda nebo temné energie do kosmologických modelů. Tento objev byl následně potvrzen na základě WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, Spergel et al. 2003) a Planck (Planck Collaboration 2014, 2020) měření kosmického mikrovlnného pozadí anizotropie, stejně jako baryonové akustické oscilace (Anderson et al. 2014). Další podrobnosti o současném stavu teorie a pozorování zrychlující se expanze vesmíru najdete v recenzi Blinnikova a Dolgova (2019).

V posledních letech byl zjištěn rozpor mezi parametry Hubble-Lemaître odvozený různými metodami (Verde et al. 2019). Například následující parametr Hubble – Lemaître je odvozen měřením vzdáleností od SNe Ia (Riess et al. 2019):

zatímco data Planck (Planck Collaboration 2020) dávají

Rozdíl mezi těmito dvěma stupnicemi vzdálenosti je tedy (< sim> 10 \% ). Abychom pochopili, proč vzniká rozdíl v hodnotách parametru Hubble – Lemaître, je nutné důkladně prozkoumat povahu možných systematických chyb v obou přístupech (Kowalski et al. 2008 Planck Collaboration 2016 Riess et al. 2016 Freedman et al. 2019).

Světelné křivky jsou důležitým zdrojem informací o hvězdě předků SN a podrobnostech exploze. Existuje několik způsobů, jak popsat světelné křivky SNe Ia: analytický přístup (Arnett 1979), semi-analytický přístup (Sukhbold 2019) a numerické simulace (STELLA, Blinnikov et al. 2019 LUCY, Lucy 2005 TARDIS, Kerzendorf a Sim 2014 SEDONA, Kasen et al. 2006 ARTIS, Kromer and Sim 2009). Všechny tyto přístupy, tak či onak, čelí nutnosti kalibrace světelných křivek a vyžadují určité předpoklady o způsobu šíření záření přes eject SN. Navíc není vždy možné přesně určit opacitu, která dramaticky ovlivňuje tvar světelné křivky.

V tomto článku používáme pozorovací vlastnosti světelných křivek SN Ia, jako je Pskovskii – Phillipsův zákon, abychom našli omezení týkající se hydrodynamických řešení získaných pomocí simulací STELLA. Výsledkem je, že pomocí omezeného vzorku modelů, které nejlépe popisují skutečné SNe, uvažujeme vztah mezi opacitou SNe a charakteristickými časy na světelné křivce.


Přidružení

Katedra atmosférických a planetárních věd, Hampton University, Hampton, VA, USA

National Aeronautics and Space Administration Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, Pasadena, CA, USA

Armin Kleinböhl, David M. Kass, Paul O. Hayne, Sylvain Piqueux, James H. Shirley a zesilovač John T. Schofield

Laboratoř pro fyziku atmosféry a vesmíru, University of Colorado v Boulderu, Boulder, CO, USA

Katedra fyziky a astronomie, University of Iowa, Iowa City, IA, USA

Synoptic Science, Altadena, CA, USA

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Příspěvky

N.G.H. a A.K. koncepci studie navrhl se vstupem M.S.C. N.G.H. navrhl a analyzoval diagnózy toku prachu a vodní páry a analyzoval odvozené informace o vodní páře. A.K. navrhl odvozenou diagnózu vodní páry. J.S.H. processed and interpreted hydrogen corona observations from MAVEN. All authors assisted N.G.H. with the preparation of the manuscript.

Odpovídající autor