Astronomie

Was ist das Wackeln in der AGB-Zweig?

Was ist das Wackeln in der AGB-Zweig?


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.

In vielen HR-Diagrammen enthält der asymptotische Riesenzweig ein Wackeln. Ich dachte, dass dies thermische Impulse sind, aber jetzt merke ich, dass es viele thermische Impulse gibt, und ich finde nur ein Wackeln. Das Wackeln könnte Ausbaggerungen sein, aber es könnte mehr Ausbaggerungen geben, da es weit mehr als einen thermischen Puls gibt.

Was ist das Wackeln in der AGB-Phase?

Thermische Impulse:

Wackeln Sie auf dem AGB-Pfad eines Sonnenmassensterns:

Wackeln Sie auf dem AGB-Pfad eines Sterns mit 5 Sonnenmassen:

Alle Bilder aus dem Wikipedia-Artikel AGB.


Sound: Ein periodisches Wackeln in der Zeit

Wenn eine Transversalwelle einen hohen Punkt hat, wird als Kamm bezeichnet, und wenn sie sich auf einem Tiefpunkt befindet, wird sie als Tal bezeichnet. Ein Beispiel für eine Transversalwelle könnte eine Welligkeit auf einem Teich sein. Konzentrische kreisförmige Wellen, die sich vom Aufprallpunkt nach außen bewegen, werden erzeugt, wenn ein Kieselstein in einen Teich geworfen wird. Ein geworfener Kieselstein liefert die Energie, um eine Wanderwelle zu erzeugen. http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Sound/tralon.html Elektromagnetische Wellen „Eine Transversalwelle, die die Übertragung von elektrischer und magnetischer Energie beinhaltet (Don Buckley, 2011)“ Sie bestehen aus schwingenden magnetischen und elektrische Felder, die sich mit Lichtgeschwindigkeit durch ein Medium oder einen Raum bewegen.&hellip


Meteoriten*

Michael E. Lipschutz , Ludolf Schultz , in Enzyklopädie des Sonnensystems (Zweite Auflage) , 2007

5.2 Edelgaskomponenten und Mineralvorkommen

Unsere kurze Ne-Diskussion skizzierte im Prinzip, wie mehrere Ne-Komponenten von einem durchschnittlichen meteoritischen Datum getrennt werden können. Tatsächlich ist die Situation komplizierter, da jede „Komponente“ tatsächlich in Bestandteile aus bestimmten Quellen auflösbar sein kann, von denen jede reproduzierbare Isotopenmuster aufweist, die mehr als ein Edelgas beinhalten. Geniale Laborbehandlungen können eine Phase ergeben, die an einem echten gasförmigen Bestandteil von anderen angereichert ist. Dazu gehören die Untersuchung einzelner Körner, die selektive Säureauflösung bestimmter Mineralien, die Anreicherung durch die Mineraldichte mit schweren Flüssigkeiten, das schrittweise Erhitzen und die Massenanalyse von Gasen, die in einem bestimmten Temperaturintervall entwickelt wurden, oder eine Kombination dieser Schritte (und andere).

5.2.1 INTERSTELLARE KÖRNER IN METEORITEN

Bis etwa 1970 galt das Sonnensystem als „isotopisch homogen“, da sich darin Objekte aus einem gut durchmischten und chemisch und isotopisch homogenisierten Urnebel gebildet hatten. (Die spätere Entdeckung von Sauerstoffisotopenvariationen, z. B. Abb. 11 , widerlegte dies.) Aber selbst dann wiesen seltene Proben, die aus Meteoriten extrahiert wurden, anomale Gehalte von beispielsweise Ne- oder Xe-Isotopen auf. Diese Anomalien können nicht durch etablierte Prozesse wie den Zerfall natürlich vorkommender Radionuklide, die Wechselwirkung der kosmischen Strahlung mit Materie oder die massenabhängige physikalische oder chemische Fraktionierung erklärt werden.

Diese Isotopenanomalien, die normalerweise um Größenordnungen größer sind als in anderen Materialien des Sonnensystems, sind mit sehr kleinen Mineralphasen primitiver Chondrite verbunden, die unregelmäßig in ungleichgewichteten Meteoriten verteilt sind. Zu diesen Mineralien gehören Diamant, Graphit, Siliziumkarbid und Aluminiumoxid mit typischen Korngrößen von 1–10 m, wobei Diamant viel kleiner ist (∼0,002 m). Zumindest präsolare SiC-Körner folgen einer Potenzgesetz-Massenverteilung, die von Submikron-Partikeln dominiert wird, mit seltenen großen. Diese Mineralien sind in Meteoriten selten (z. B. SiC im CM-Chondriten, Murchison, beträgt etwa 5 Massen-ppm). Abbildung 16 zeigt eine solche Anomalie, die Ba-Isotopenzusammensetzung in präsolarem SiC getrennt von Murchison. Die Daten sind auf terrestrische Werte von 130 Ba und 132 Ba normiert, wobei die anomalen s- und r-Prozess-Isotope (siehe unten) weit über der horizontalen Linie liegen.

ABBILDUNG 16. Stabile Ba-Isotope in einem vom Murchison-CM-Chondriten getrennten SiC, normalisiert auf die in normalem terrestrischem Ba. Buchstaben weisen auf nukleosynthetische Prozesse hin, durch die einzelne Isotope produziert werden. Die präsolaren Neutroneneinfang-Isotope (auf langsamen, s und schnellen, r, Zeitskalen, die sich in Präsupernova- bzw. Supernova-Stadien bildeten) sind um bis zu 4× anomal hoch.

Da sich die Isotopenzusammensetzung dieser Körner stark von der gewöhnlicher Materie des Sonnensystems unterscheidet, müssen sie von außerhalb unseres Sonnensystems stammen. Diese Körner wurden mit intakten Erinnerungen an ihre einzelnen nukleosynthetischen Quellen in den Sonnennebel eingebaut, in meteoritische Materie akkretiert und überlebten offensichtlich alle späteren Episoden in der Geschichte ihrer Mutterkörper. Die bisher identifizierten Isotopenanomalien weisen auf spezifische genetische Prozesse hin. Die meisten SiC-Körner bildeten sich wahrscheinlich in Sternen auf dem asymptotischen Riesenast (d. h. AGB-Sternen) im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Dies ist die Quelle von Isotopen, die durch Neutroneneinfang auf einer langsamen Zeitskala (oder sogenannten s-Prozess) Nukliden erzeugt werden, wobei sich schnelle Neutroneneinfang (r-Prozess) Nuklide unmittelbar vor dem Supernova-Stadium bilden. Supernovae scheinen auch erforderlich zu sein, um die isotopischen Anomalien in winzigen Diamanten zu erklären.

Die Isotopenanomalien vieler Spurenelemente in diesen präsolaren Körnern liefern eine Fülle einzigartiger Informationen über die Entwicklung von Sternen und die Nukleosynthese. Diese Informationen sind nur durch umfassende, detaillierte, hochempfindliche und hochgenaue Analysen seltener interstellarer Körner aus primitiven Proben in terrestrischen Labors erhältlich und erfordern sowohl Inspiration als auch Schweiß. Zweifellos werden uns Isotopenanomalien in diesen seltenen meteoritischen Bestandteilen mehr über die Entstehung und Entwicklung von Sternen sowie die Entstehung und Frühgeschichte des Sonnensystems erzählen.

5.2.2 CAI

Neben Niedertemperaturmaterialien wie der Matrix aus C1-Chondriten und präsolaren Körnern zeichnen auch feuerfeste Körner wie CAI die frühe Sonnengeschichte auf. Die CAI sind millimeter- bis zentimetergroße feuerfeste Einschlüsse, die insbesondere in C2- und C3-Chondriten, aber auch in einigen UOC und in R- und E3-Chondriten erkennbar sind. Typischerweise bestehen CAI aus feuerfesten Silikat- und Oxidmineral-Ansammlungen, die von dünnen mehrschichtigen Mineralbändern umgeben sind. Die Hauptelementzusammensetzungen von CAI stimmen mit Berechnungen von Gleichgewichts-Dampfabscheidungs-Verdampfungsmodellen überein, um die ersten 5% der kondensierbaren Nebelmaterie darzustellen, die bei ≥ 1400 K aus einem Gas mit kosmischer (solarphotosphärischer) Zusammensetzung bei einem Druck von 10 −3 atm oder bei 0,3 . erstarrt atm, wenn das Staub/Gas-Verhältnis 40-fach angereichert ist. Die meisten einzelnen CAI enthalten winzige Partikel (normalerweise <50 m), die sehr reich an refraktären Siderophilen (Re, W, Mo, Pt, Pd, Os, Ir und Rh) und gelegentlich auch an refraktären Lithophilen wie Zr und Sc sind. Manchmal werden sogar noch kleinere (Mikrometer-große) Refraktärmetallnuggets gefunden, die aus einphasigen reinen Edelmetallen oder deren Legierungen bestehen.

Die strukturellen und mineralogischen Komplexitäten von CAI weisen auf eine Vielzahl von Entstehungs- und Alterationsprozessen in ihrer Geschichte hin. Zweifellos deuten die Eigenschaften von CAI, die bei hohen Temperaturen gebildet werden, auf eine Dampfkondensation als kristalline Feststoffe hin, während andere anscheinend flüssige oder amorphe Zwischenprodukte widerspiegeln. Verflüchtigung, Schmelzen, Festkörpermetamorphose und/oder Veränderung im Nebel oder nach Akkretion können ebenfalls einige bis viele CAI beeinflusst haben. CAI hatte eindeutig eine komplizierte Geschichte, die ihre primären Textureigenschaften verschleierte, ihre chemischen und isotopischen Eigenschaften jedoch relativ unverändert ließ.

Volumetrisch sind feinkörnige CAI häufiger anzutreffen als grobkörnige, letztere sind jedoch leichter zu untersuchen. Grobkörnige CAI werden in vier Typen eingeteilt, die hauptsächlich durch Mineralogie definiert sind und bei zunehmend niedrigeren Temperaturen gebildet werden: Typ A, dominiert von Melilit, kompositorisch Åkermanit (Åk) 0-70 Typ B, eine Mischung aus Melilit, fassaitischem Pyroxen, Spinell und kleinere Anorthit-Anorthit-dominierte Typ-C- und Forsterit-haltige Einschlüsse. Typ A CAI scheinen am vielfältigsten zu sein, da sie anscheinend als Feststoff aus Dampf kondensiert sind und viele stark verändert sind, so dass die Rekonstruktion ihrer ursprünglichen Zusammensetzung schwierig ist. Die anderen drei Typen bildeten sich jeweils aus teilweise geschmolzenen Gemischen zu Schmelztröpfchen. CAI vom Typ B sind mineralogisch die komplexesten und weisen ein viel breiteres Spektrum an isotopischen Anomalien auf. In der Zusammensetzung spiegelt CAI einen Hochtemperaturursprung wider und ist reich an feuerfestem Material: feuerfeste Lithophile wie REE sind im Allgemeinen um 20 oder mehr im Vergleich zu C1-Zusammensetzungen angereichert, obwohl bei einzelnen CAI aufgrund der thermischen Vorgeschichte und Sauerstofffugazitätsvariationen eine beträchtliche Variabilität auftritt. Die Sauerstoffisotopenzusammensetzungen von CAIs helfen, die Linie der wasserfreien Mineralien (mit Steigung 1) in Fig. 11 zu definieren.

Das zentimetergroße CAI vom Typ B in C3V-Chondriten zieht das größte Interesse auf sich, und ihre einzelnen Mineralien wurden mit einer Reihe hochentwickelter Instrumente untersucht, die konventionelle chemische mikroanalytische Techniken in den Schatten stellen. Viele dieser CAI weisen Isotopenanomalien (sowohl in positiver als auch in negativer Richtung) für O, Ca, Ti und Cr auf. Einige wenige CAI, die mineralogisch und textlich nicht von anderen zu unterscheiden sind, werden als FUN-Einschlüsse bezeichnet, da sie fraktionierte und nicht identifizierte nukleare isotopische Effekte aufweisen, die nicht nur Kr und Xe, sondern auch Elemente wie Mg, Si, Sr, Ba, Nd und Sm umfassen. Sechs FUN-Einschlüsse enthalten massenfraktionierten Sauerstoff (d. h. folgen den Linien der Steigung 1/2 in Fig. 11), und die beiden Typ-B-Einschlüsse dieser sechs weisen isotopische Anomalien für jedes bisher untersuchte Element auf.

Obwohl CAI im Allgemeinen und FUN-Einschlüsse im Besonderen viele Informationen liefern, wissen wir noch nicht, warum bei einigen CAI Isotopenanomalien auftreten, bei anderen jedoch nicht, und warum einige Elemente in einer Probe Anomalien aufweisen, andere jedoch nicht. Der CAI bildete sich offenbar zu Beginn der Geschichte des Sonnensystems aus nicht homogenisierter Materie, genau wie oder vor Chondren, durch analoge Prozesse.


Inhalt

Die stellaren Eigenschaften der roten Klumpen variieren je nach ihrer Herkunft, insbesondere von der Metallizität der Sterne, aber typischerweise haben sie frühe K-Spektraltypen und effektive Temperaturen um 5.000 K. Die absolute visuelle Größe der roten Klumpenriesen in der Nähe der Sonne wurde bei an . gemessen Durchschnitt von +0,81 mit Metallizitäten zwischen -0,6 und +0,4 Dex. [1]

Es gibt eine beträchtliche Streuung der Eigenschaften von roten Klumpensternen selbst innerhalb einer einzigen Population ähnlicher Sterne, wie beispielsweise eines offenen Sternhaufens. Dies ist zum Teil auf die natürlichen Temperatur- und Helligkeitsschwankungen von Horizontalaststernen bei ihrer Entstehung und Entwicklung zurückzuführen, und zum Teil auf das Vorhandensein anderer Sterne mit ähnlichen Eigenschaften. [2] Obwohl rote Klumpensterne im Allgemeinen heißer sind als Sterne mit roten Riesenzweigen, überlappen sich die beiden Regionen und der Status einzelner Sterne kann nur mit einer detaillierten chemischen Häufigkeitsstudie bestimmt werden. [3] [4]

Die Modellierung des horizontalen Zweigs hat gezeigt, dass Sterne eine starke Tendenz haben, sich am kühlen Ende des horizontalen Zweigs des Nullzeitalters (ZAHB) zu sammeln. Diese Tendenz ist bei Sternen mit niedriger Metallizität schwächer, daher ist der rote Klumpen normalerweise in metallreichen Clustern stärker ausgeprägt. Es gibt jedoch andere Effekte, und es gibt gut besiedelte rote Klumpen in einigen metallarmen Kugelsternhaufen. [6] [7]

Sterne mit einer ähnlichen Masse wie die Sonne entwickeln sich zur Spitze des Rot-Riesen-Zweigs mit einem entarteten Heliumkern. Massivere Sterne verlassen den Rot-Riesen-Zweig früh und führen eine blaue Schleife durch, aber alle Sterne mit einem entarteten Kern erreichen die Spitze mit sehr ähnlichen Kernmassen, Temperaturen und Helligkeiten. Nach dem Heliumblitz liegen sie entlang der ZAHB, alle mit Heliumkernen knapp unter 0,5 M und ihre Eigenschaften werden hauptsächlich durch die Größe der Wasserstoffhülle außerhalb des Kerns bestimmt. Geringere Hüllenmassen führen zu einer schwächeren Wasserstoffschalenfusion und ergeben heißere und etwas weniger leuchtende Sterne, die entlang des horizontalen Astes aufgereiht sind. Unterschiedliche Anfangsmassen und natürliche Schwankungen der Massenverlustraten am Roten Riesenzweig verursachen die Schwankungen der Hüllenmassen, obwohl die Heliumkerne alle gleich groß sind. Sterne mit geringer Metallizität reagieren empfindlicher auf die Größe der Wasserstoffhülle, sodass sie bei gleichen Hüllenmassen weiter entlang des horizontalen Zweigs verteilt sind und weniger in den roten Klumpen fallen.

Obwohl rote Klumpensterne durchweg auf der heißen Seite des Rotriesenzweigs liegen, aus dem sie sich entwickelt haben, können sich Rotklumpen- und Rotriesenzweigsterne aus verschiedenen Populationen überlappen. Dies tritt in ω Centauri auf, wo metallarme Rotriesen-Zweigsterne die gleichen oder heißere Temperaturen haben wie metallreichere Rote Klumpenriesen. [3]

Andere Sterne, nicht streng horizontale Zweigsterne, können in derselben Region des H-R-Diagramms liegen. Sterne, die zu massiv sind, um einen entarteten Heliumkern auf dem Rot-Riesen-Zweig zu entwickeln, zünden Helium vor der Spitze des Rot-Riesen-Zweigs und bilden eine blaue Schleife. Für Sterne nur wenig massereicher als die Sonne, etwa 2 M , die blaue Schleife ist sehr kurz und hat eine ähnliche Leuchtkraft wie die roten Klumpenriesen. Diese Sterne sind eine Größenordnung seltener als sonnenähnliche Sterne, noch seltener im Vergleich zu den subsolaren Sternen, die rote Klumpenriesen bilden können, und die Dauer der blauen Schleife ist weitaus kürzer als die Zeit, die ein roter Klumpenriese verbringt auf dem horizontalen Ast. Dies bedeutet, dass diese Betrüger im H-R-Diagramm viel seltener vorkommen, aber immer noch nachweisbar sind. [2]

Sterne mit 2–3 M werden auch den roten Klumpen passieren, wenn sie sich entlang des Unterriesenzweigs entwickeln. Dies ist wiederum eine sehr schnelle Entwicklungsphase, aber Sterne wie OU Andromedae finden sich in der roten Klumpenregion (5.500 K und 100 L .). ), obwohl es sich um einen Unterriesen handelt, der die Hertzsprung-Lücke überquert. [2]

Theoretisch sind die absoluten Leuchtkräfte der Sterne im roten Klumpen ziemlich unabhängig von der Zusammensetzung oder dem Alter der Sterne, so dass sie gute Standardkerzen für die Schätzung astronomischer Entfernungen sowohl innerhalb unserer Galaxie als auch zu nahegelegenen Galaxien und Haufen abgeben. Variationen aufgrund von Metallizität, Masse, Alter und Extinktionen beeinflussen die visuellen Beobachtungen zu sehr, als dass sie nützlich wären, aber die Auswirkungen sind im Infraroten viel geringer. Insbesondere Nahinfrarot-I-Band-Beobachtungen wurden verwendet, um rote Klumpenabstände zu bestimmen. Absolute Magnituden für den roten Klumpen bei solarer Metallizität wurden bei −0,22 im I-Band und −1,54 im K-Band gemessen. [8] Die Entfernung zum galaktischen Zentrum wurde auf diese Weise gemessen, was in Übereinstimmung mit anderen Methoden ein Ergebnis von 7,52 kpc ergibt. [9]

Der rote Klumpen sollte nicht mit der "roten Beule" oder dem Rot-Riesen-Zweig verwechselt werden, einer weniger auffälligen Ansammlung von Riesen auf halbem Weg entlang des Rot-Riesen-Zweigs, die verursacht wird, wenn Sterne, die den Rot-Riesen-Zweig aufsteigen, vorübergehend an Leuchtkraft verlieren wegen innerer Konvektion. [10]

Viele der hellen "roten Riesen", die am Himmel sichtbar sind, sind in Wirklichkeit rote Klumpensterne der frühen K-Klasse:

Arcturus wurde manchmal für einen Klumpenriesen gehalten [13], wird aber heute häufiger als auf dem Rotriesenzweig angesehen, etwas kühler und leuchtender als ein Rotklumpenstern. [14]


Der Weltraum war schon immer militarisiert, nur nicht bewaffnet – jedenfalls noch nicht

Bei der jüngsten Sitzung des National Space Council am 23. Oktober diskutierten Beamte, wie ein vorgeschlagener neuer Zweig des Militärs namens Space Force implementiert werden kann. Und immer wieder haben sie auf die lange Geschichte der amerikanischen Militärführung im Weltraum als Rechtfertigung für die organisatorische Notwendigkeit hingewiesen.

Es ist eine Geschichte, von der einige Weltraumfans nicht einmal wissen, dass sie existiert. Aber wenn beispielsweise US-Vizepräsident Mike Pence für die Space Force plädiert, indem er sagt, dass der Weltraum immer ein militärisches Reich gewesen sei, dann schildert er die Geschichte akkurat und gesteht keine Verletzung internationaler Verträge.

Fangen wir von vorne an – buchstäblich mit den frühesten Tagen der Weltraumforschung. Als die USA ihre ersten Satelliten starteten, gab es noch keine NASA. Stattdessen dachten die Armee, die Luftwaffe und sogar die Marine an den Weltraum. "Unterm Strich ist das Militär an Weltraumaktivitäten beteiligt, seit es Weltraumaktivitäten gibt", sagte John Logsdon, ein Weltraumhistoriker an der George Washington University, gegenüber Space.com. Um das Gezänk zwischen den Filialen zu reduzieren, gründete Präsident Dwight D. Eisenhower die Defense Advanced Research Projects Agency (DARPA), um alle militärischen Raumfahrtarbeiten zu beaufsichtigen. [Was ist die US Space Force?]

Aber Eisenhower wurde auch dazu überredet, eine separate zivile Agentur zu gründen – was die NASA wurde. Und wenn Sie viel über die Arbeit der NASA gehört haben, sogar über ihr geopolitisches Apollo-Programm, aber nicht so viel über die von DARPA, ist das nicht verwunderlich. "Nun, in gewisser Weise war es Absicht, einerseits eine offene zivile Agentur zu haben, die Dinge tut, mit denen das Land prahlen kann, während man auf der anderen Seite Dinge der nationalen Sicherheit tut, über die man nicht spricht." ungefähr", sagte Logsdon. "Die NASA war ein sehr effektives Mittel, um die Aufmerksamkeit auf die zivile Seite zu lenken."

Stattdessen soll es die gesamte Arbeit der verschiedenen Militärzweige im Weltraum zusammenführen, von der Überwachung von Raketeneinsätzen bis hin zur Überwachung von Raumfahrzeugen, die in die Umlaufbahn gebracht werden. "Der Weltraum war von Anfang an militarisiert, aber bisher nicht offen mit Waffen ausgestattet", sagte Logsdon. "Es gibt vielleicht keine knallrote Linie, sondern eine etwas verschwommene Linie, die noch nicht überschritten wurde."

Diese verschwommene Linie wird durch den Weltraumvertrag festgelegt, der 1967 in Kraft trat und angeblich regelt, wie sich Militärs im Weltraum verhalten können – aber tatsächlich viel Spielraum lässt. Es verbietet ein paar sehr spezifische Aktionen: Kein Hochheben von Massenvernichtungswaffen in die Umlaufbahn zum Beispiel und kein Absetzen von Atomwaffen auf Himmelskörper wie den Mond.

Aber die Bestimmungen des Vertrags sind nicht so eindeutig, wie man es sich wünscht. Wie wäre es, Massenvernichtungswaffen in den Weltraum zu bringen, ohne die Umlaufbahn vollständig zu erreichen? Was ist mit Waffen, die keine Massenvernichtung verursachen würden? Wie viel Zerstörung zählt überhaupt als Massenvernichtung?

"Zumindest rechtlich gibt es einen Unterschied zwischen der Militarisierung von etwas und der Waffenisierung von etwas", sagte Michael Dodge, ein Weltraumanwalt an der University of North Dakota, gegenüber Space.com. "Dies ist eigentlich eine sehr lange Debatte, die seit Jahrzehnten in den Hallen des Weltraumrechts geführt wird." [XS-1: Ein US-Militärraumflugzeug in Bildern (Galerie)]

Und die Sache wird noch durch die Tatsache verworren, dass die überwiegende Mehrheit der Satelliten im Orbit um die Erde sowohl militärischen als auch zivilen Zwecken dient – ​​laut Johnson-Freese sind etwa 95 Prozent der Satelliten sogenannte Dual-Use-Satelliten. Dazu gehören einige sehr bekannte Beispiele. "Das GPS-System ist technisch gesehen ein militärischer Vorteil", sagte Dodge. "Sie teilen es einfach mit dem Rest der Welt, sie müssen das technisch nicht tun." Und das Militär nutzt im Gegenzug Daten und Dienste ziviler Satelliten.

Die Überlappung geht über Satellitendaten hinaus. Stellen Sie sich ein Raumfahrzeug vor, das sich selbst manövrieren kann (nicht nur um seine Höhe beizubehalten), eine Fähigkeit, die durchaus gültige zivile Zwecke haben könnte, aber auch bedeutet, dass es theoretisch dazu gebracht werden könnte, mit einem anderen Raumfahrzeug zu kollidieren. Das ist nicht durch den Weltraumvertrag verboten, und es ist sicherlich keine Fähigkeit, auf die Länder verzichten wollen, wenn andere sie haben.

Kombinieren Sie Unklarheiten im Vertrag und Unklarheiten in der Technologie und das Ergebnis ist genau das, was Sie erwarten. "Es gibt eine riesige Grauzone", sagte Johnson-Freese. „Ich denke, es gibt einen sehr großen Teil der Sicherheitsgemeinschaft, der sich über diese Unklarheiten freut“, sagte sie.

Ob diese Ungewissheit den Weltraum von militarisiert zu waffenfähig machen wird, ist noch unklar. "Wenn Sie eine ausgewachsene Space Force aufbauen, werden die Leute in dieser Space Force Möglichkeiten erwägen, Gewalt im Weltraum oder aus dem Weltraum anzuwenden", sagte Logsdon. „Es gibt eine Denkschule, die besagt, dass es eine Art Dummheit ist, den Weltraum weiterhin als Zufluchtsort ohne bewaffnete Konflikte zu behandeln, dass jede andere Arena für menschliche Aktivitäten – Land, Meer, Luft – zu Waffen gemacht wurde, und die Idee, dass Sie können auf unbestimmte Zeit verhindern, dass der Weltraum waffenfähig wird, ist naiv."


Staubbildung und Windbeschleunigung um den aluminiumoxidreichen AGB-Stern W Hydrae

Staubkörner, die sich um asymptotische Riesenzweigsterne (AGB) bilden, werden durch Sternstrahlung beschleunigt, um Sternwinde anzutreiben, die der Galaxie frisch synthetisierte Nuklide liefern. Silikat ist die dominierende Staubart im Weltraum, aber

Es wird angenommen, dass 40% der sauerstoffreichen AGB-Sterne vergleichbare Mengen an Aluminiumoxidstaub aufweisen. Die Staubbildung und der Windantriebsmechanismus um diese sauerstoffreichen Sterne sind jedoch kaum verstanden. Wir berichten über die räumliche Verteilung von AlO- und 29 SiO-Molekülen um einen aluminiumoxidreichen M-Typ-AGB-Stern, W Hydrae, basierend auf Beobachtungen mit dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array. AlO-Moleküle wurden nur innerhalb von drei Sternradien beobachtet (RStar), während 29 SiO im beschleunigten Wind jenseits von 5 . verteilt war RStar ohne nennenswerte Erschöpfung. Dies deutet stark darauf hin, dass kondensierter Aluminiumoxidstaub eine Schlüsselrolle bei der Beschleunigung des Sternwinds spielt und die effiziente Bildung von Silikatstaub um W Hydrae verhindert.

Figuren

Abb. 1. AlO Nein = 9–8 Übergang…

Abb. 1. AlO Nein = 9–8 Übergang beobachtet um W Hya.

Abb. 2. 29 SiO-Linie ( v…

Abb. 2. 29 SiO-Linie ( v = 0, J = 8–7) beobachtet um W…

Abb. 3. Positions-Geschwindigkeits-Diagramme von 29 SiO…

Abb. 3. Positions-Geschwindigkeits-Diagramme der 29 SiO-Linie ( v = 0, J = 8–7)…


Meteoriten, Kometen und Planeten

1.02.8.2 Isotopenzusammensetzungen

Edelgasmessungen wurden an Sammelproben von vier Dichtefraktionen aus Murchison (Amari et al., 1995b ) und in Einzelkorn ( Nichols et al., 1995). Im Gegensatz zu SiC scheint ein wesentlicher Anteil von Ne-E im Graphit aus dem Zerfall von kurzlebigen (T1/2= 2,6 Jahre) 22 Na ( Clayton, 1975 ), höchstwahrscheinlich produziert in Supernovae ( Amari, 2003, 2006 Amari et al., 2005c). Dies wird durch die niedrigen 4 He/22 Ne-Verhältnisse, die in einzelnen Körnern gemessen werden (Nichols et al., 1995). Krypton in Graphit hat zwei S-Prozesskomponenten mit anscheinend unterschiedlichen Neutronenexpositionen, die in unterschiedlichen Dichtefraktionen vorliegen ( Amari et al., 1995b). Krypton in Graphit mit niedriger Dichte scheint einen SN-Ursprung zu haben, während das in Graphit mit hoher Dichte aus AGB-Sternen mit niedriger Metallizität hervorgegangen zu sein scheint ( Amari et al., 1995b, 2006 ).

Ionenmikrosondenanalysen einzelner Körner zeigten den gleichen Bereich von 12 C/ 13 C-Verhältnissen wie bei SiC-Körnern, aber die Verteilung ist ziemlich unterschiedlich (Abbildung 6). Die meisten anomalen Körner weisen 12 C-Überschüsse auf, ähnlich wie bei SiC-X-Körnern. Ein wesentlicher Anteil hat niedrige 12 C/ 13 C-Verhältnisse wie SiC A+B-Körner. Die meisten Graphitkörner haben nahezu solare Stickstoffisotopenverhältnisse ( Hoppe et al., 1995 Zinner et al., 1995 Jadhav et al., 2006). Angesichts der enormen Bandbreite der Kohlenstoffisotopenverhältnisse können diese normalen Stickstoffverhältnisse nicht intrinsisch sein und sind höchstwahrscheinlich das Ergebnis eines Isotopengleichgewichts, entweder auf dem Meteoriten-Stammkörper oder im Labor. Offenbar sind Elemente wie Stickstoff in Graphit viel mobiler als in SiC. Eine Ausnahme bilden Graphitkörner geringer Dichte (≤2,05 g cm –3), die anomaler Stickstoff aufweisen ( Abbildung 12 ). Graphitkörner mit niedriger Dichte (LD) weisen im Allgemeinen höhere Spurenelementkonzentrationen auf als solche mit höheren Dichten und wurden daher eingehend auf ihre Isotopenzusammensetzung untersucht ( Travaglio et al., 1999 Jadhava et al., 2006). Diejenigen mit Stickstoffanomalien haben 15 N-Überschüsse (Abbildung 12). Viele LD-Körner haben große 18 O-Überschüsse ( Amari et al., 1995c Stadermann et al., 2005a Jadhav et al., 2006 ) und hohe 26 Al/27 Al-Verhältnisse, die fast die von SiC-X-Körnern erreichen (Abbildung 12) und viel höher sind als die von Mainstream-SiC-Körnern (Abbildung 5). Sauerstoff-18-Überschüsse sind mit 12 C/ 13 C-Verhältnissen korreliert. Viele Körner niedriger Dichte, für die die Isotopenverhältnisse von Silizium mit ausreichender Genauigkeit bestimmt werden konnten, zeigen 28 Si-Überschüsse, obwohl auch große 29 Si- und 30 Si-Überschüsse beobachtet werden. Die Ähnlichkeiten der Isotopensignaturen mit denen von SiC X weisen auf einen SN-Ursprung von LD-Graphitkörnern hin. Die 18 O-Überschüsse sind mit einem solchen Ursprung vereinbar. Die Heliumverbrennung erzeugt 18 O aus 14 N, das die CNO-Isotope in Material dominiert, das über den CNO-Zyklus einer Wasserstoffverbrennung unterzogen wurde. Infolgedessen weist die H/C-Zone in massereichen Sternen vor SNII (siehe Abbildung 9) mit teilweiser Heliumverbrennung eine hohe Häufigkeit von 18 O auf (Woosley und Weaver, 1995). Von Wolf-Rayet-Sternen wird vorhergesagt, dass sie während der WN-WC-Übergänge auch 12 C-, 15 N- und 18 O-Überschüsse und hohe 26 Al/27 Al-Verhältnisse aufweisen (Arnould et al., 1997 ), sondern auch große Überschüsse an 29 Si und 30 Si und werden daher als Quelle für LD-Graphitkörner mit 28 Si-Überschüssen ausgeschlossen.

Abbildung 12. Stickstoff-, Sauerstoff-, Kohlenstoff- und Aluminiumisotopenverhältnisse gemessen in einzelnen Graphitkörnern niedriger Dichte. Ebenfalls gezeigt sind Daten für präsolares Si3Nein4 und SiC-Körner vom Typ X. Abbildung von Zinner (1998a) mit zusätzlichen Daten von Nittler und Hoppe (2005) und Jadhav et al. (2006) .

Es gibt zusätzliche Merkmale, die auf einen SN-Ursprung von LD-Graphitkörnern hinweisen. Einige Körner zeigen Hinweise auf 44 Ti (Nittler et al., 1996 ), andere weisen große Überschüsse von 41 K auf, die auf den Zerfall des Radioisotops 41 Ca zurückzuführen sein müssen (T1/2=1,05×10 5 Jahre) ( Amari et al., 1996). Die abgeleiteten 41 Ca/40 Ca-Verhältnisse sind viel höher (0,001–0,01) als die für die Hüllen von AGB-Sternen vorhergesagten ( Wasserburg et al., 1994 Zinner et al., 2006a ), liegen aber im erwarteten Bereich für die kohlenstoff- und sauerstoffreichen Zonen von Typ-II-Supernovae, wo Neutroneneinfang zur Produktion von 41 Ca führt (Woosley und Weaver, 1995). Messungen der Calciumisotopenverhältnisse in Körnern ohne Nachweis für 44 Ti zeigen Überschüsse an 42 Ca, 43 Ca und 44 Ca, wobei 43 Ca den größten Überschuss aufweist ( Amari et al., 1996 Travaglio et al., 1999). Dieses Muster lässt sich am besten durch den Neutroneneinfang in den He/C- und O/C-Zonen (Abbildung 9) von Typ-II-Supernovae erklären. In Fällen, in denen Titanisotopenverhältnisse gemessen wurden (Amari et al., 1996 Nittler et al., 1996 Travaglio et al., 1999 Stadermann et al., 2005a ) zeigen sie große Überschüsse bei 49 Ti und kleinere bei 50 Ti. Dieses Muster weist auch auf Neutroneneinfang hin und stimmt gut mit Vorhersagen für die He/C-Zone überein (Amari et al., 1996). Große 49 Ti-Überschüsse in Körnern mit relativ niedrigen (10–100) 12 C/ 13 C-Verhältnissen können jedoch nur erklärt werden, wenn Beiträge aus dem Zerfall von 49 V berücksichtigt werden ( Travaglio et al., 1999). Stadermann et al. (2005a) maßen Sauerstoffisotopenverhältnisse einzelner TiC-Unterkörner in Mikrotomscheiben einer Graphitkugel mit SN-Signaturen. Diese Körner wiesen variable 18 O-Überschüsse auf, die wesentlich größer waren als die im Graphit. Entweder bildeten sie sich in einem anderen Bereich der SN-Ejekta vor der Anlagerung an den wachsenden Graphit oder sie behielten ihre ursprüngliche Sauerstoffisotopenzusammensetzung besser als der Graphit während der teilweisen Äquilibrierung mit isotopennormalem Sauerstoff.

Nicolussi et al. (1998c) haben über RIMS-Messungen von Zirkonium- und Molybdän-Isotopenverhältnissen in einzelnen Graphitkörnern aus der höchsten Murchison-Dichtefraktion (2,15–2,20 g cm −3 ) berichtet, bei denen keine anderen Isotopenverhältnisse gemessen wurden. Mehrere Körner zeigen s-Prozessmuster für Zirkonium und Molybdän, ähnlich denen, die von Mainstream-SiC-Körnern gezeigt werden, obwohl zwei Körner mit einem unterschiedlichen s-Prozessmuster für Zirkonium normales Molybdän aufweisen. Zwei Körner weisen extreme 96 Zr-Überschüsse auf, was auf einen SN-Ursprung hindeutet, aber die Molybdänisotope in einem sind fast normal. Molybdän könnte wie Stickstoff ein Isotopengleichgewicht in Graphit erlitten haben. Graphitkörner mit hoher Dichte stammen anscheinend von AGB-Sternen, wie zuvor durch die Kryptondaten (Amari et al., 1995b ) und von Supernovae. Es bleibt abzuwarten, ob LD-Körner auch mehrere stellare Quellen haben.

Um bessere Beschränkungen der theoretischen Modelle der SN-Nukleosynthese zu erhalten, hat Travaglio et al. (1999) versuchten, die Isotopenzusammensetzungen von LD-Graphitkörnern durch Mischrechnungen verschiedener SN-Schichten vom Typ II abzugleichen (Woosley und Weaver, 1995). Während die Ergebnisse die wichtigsten Isotopensignaturen der Körner reproduzieren, verbleiben mehrere Probleme. Die Modelle produzieren nicht genug 15 N und liefern zu niedrige 29 Si/30 Si Verhältnisse. Die Modelle können auch die Größenordnung von 26 Al/ 27 Al nicht erklären, insbesondere wenn auch SiC X -Körner berücksichtigt werden, und geben bei der Korrelation dieses Verhältnisses mit dem 14 N/ 15 N Verhältnis ein falsches Vorzeichen. Darüber hinaus können große Neutroneneinfangeffekte, die bei Calcium und Titan beobachtet werden, nur in einer Mischung mit O>C erreicht werden. Clayton et al. (1999) und Deneault et al. (2006) schlugen ein kinetisches Kondensationsmodell vor, das die Bildung von Graphit in der strahlungsreichen Umgebung von SN-Ejekta selbst bei O>C ermöglicht, was die chemische Einschränkung beim Mischen lockert. Es bleibt jedoch abzuwarten, ob SiC und Si3Nein4 kann sich auch unter oxidierenden Bedingungen bilden. Zusätzliche Informationen über die Entstehungsumgebung von präsolarem Graphit liefern im Prinzip die einheimischen polyzyklischen aromatischen Kohlenwasserstoffe (PAK) ( Messenger et al., 1998). PAKs mit anomalen Kohlenstoffverhältnissen weisen unterschiedliche Massenhüllen auf, die auf unterschiedliche Bildungsbedingungen hinweisen.

Es gibt immer mehr Beweise dafür, dass die meisten Graphitkörner mit hoher Dichte ihren Ursprung in AGB-Sternen mit niedriger Metallizität haben. Hohe Konzentrationen der S-Prozesselemente Zirkon, Molybdän und Ruthenium in TiC-Unterkörnern ( Bernatowicz et al., 1996 Kroatisch et al., 2005a, b) stimmen mit der erwarteten und beobachteten großen Überfülle dieser Elemente in der Hülle von AGB-Sternen überein. Viele Körner hoher Dichte haben große 30 Si-Überschüsse und diese Überschüsse sind mit hohen 12 C/ 13 C-Verhältnissen korreliert ( Amari et al., 2003, 2004a, 2005b Jadhav et al., 2006). Diese Signaturen weisen auf Elternsterne mit geringer Metallizität hin. Nukleosynthesemodelle von AGB-Sternen sagen voraus, dass die Verhältnisse von 30 Si/ 28 Si und 12 C/ 13 C in solchen Sternen viel höher sind als in Sternen mit solarer Metallizität (Zinner et al., 2006b). Diese Modelle sagen auch hohe C/O-Verhältnisse voraus. Unter diesen Bedingungen wird erwartet, dass Graphit vor SiC kondensiert (Lodders und Fegley, 1997), und dies ist der wahrscheinliche Grund dafür, dass keine SiC-Körner mit den C- und Si-Isotopenzusammensetzungen von Graphitkörnern hoher Dichte gefunden werden.

Einige Graphitkörner scheinen von Novae zu stammen. Laserextraktions-GMS von einzelnen Körnern zeigen, dass wie bei SiC-Körnern nur ein kleiner Anteil Nachweise für Ne-E enthält. Zwei dieser Körner haben 20 Ne/22 Ne-Verhältnisse, die niedriger sind als die vorhergesagten Verhältnisse, die aus der Heliumverbrennung in allen bekannten stellaren Quellen resultieren, was auf den Zerfall von 22 Na (Nichols et al., 1995). Außerdem wird ihr 22 Ne nicht von 4 He begleitet, was zu erwarten wäre, wenn Neon implantiert wurde. Die 12 C/ 13 C-Verhältnisse dieser beiden Körner liegen bei 4 und 10, im Bereich von SiC-Körnern mit mutmaßlichem Nova-Ursprung. Ein weiteres Graphitkorn mit 12 C/ 13 C=8,5 hat einen großen 30 Si-Überschuss von 760‰ ( Amari et al., 2001a).

Zusammenfassend scheinen die Graphitkörner niedriger Dichte einen SN-Ursprung zu haben und die meisten Graphite hoher Dichte einen Ursprung in AGB-Sternen mit niedriger Metallizität. However, the apparent isotopic equilibration of elements such as nitrogen and oxygen and the generally low abundance of trace elements in many cases makes it difficult to obtain enough diagnostic isotopic signatures to unambiguously identify the parent stars of presolar graphite grains.


Access to Document

  • APA
  • Standard
  • Harvard
  • Vancouver
  • Autor
  • BIBTEX
  • RIS

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

Forschungsergebnis : Beitrag zu Zeitschrift › Artikel › peer-review

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

AU - Oppenheimer, Benjamin D.

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

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


What is the wiggle in the AGB branch? - Astronomie

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

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

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

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


What is the wiggle in the AGB branch? - Astronomie

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

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


Schau das Video: Wie Azubis Schindeln tackern. Passt, wackelt und hat Luft. Staffel 2. 46. WDR (Februar 2023).