Astronomie

Identifier les phénomènes stellaires cataclysmiques

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Les cataclysmes tels que les novas, les kilonovas, les supernovas, les magnétars, les quasars, les sursauts gamma sont rarement visibles depuis la Terre. Dans quelles conditions (telles que la distance, le jour par rapport à la nuit, à l'œil nu par rapport au niveau d'optique) de tels phénomènes seraient-ils visibles depuis la surface de la Terre, et à quoi ressembleraient-ils en termes de forme, de durée initiale, de luminosité, etc. ?

Par exemple, j'ai vu des questions comme combien de temps dure une supernova et j'ai lu qu'elles peuvent être visibles pendant un certain temps après la formation d'une nébuleuse, mais cela ne me dit pas à quoi ressemblerait le sursaut initial. Par exemple, serait-il possible de voir une supernova dans une galaxie voisine comme Andromède ? Si oui, combien de temps serait-il visible à l'œil nu ? Cela ressemblerait-il à un flash, durer quelques secondes, plusieurs ? Je suppose qu'avec une supernova qui n'est pas dans notre propre galaxie, il n'y aurait pas de lumière ultérieure de la coquille en expansion car elle serait trop éloignée, alors que dans notre propre galaxie, si elle était suffisamment proche, nous la verrions par la suite, mais dans ce cas, y aurait-il serait un bref éclat de lumière, suivi par l'obscurité puis la réémergence de la lumière, ou s'agirait-il d'un phénomène visible en permanence ?


N'importe lequel de ces phénomènes serait visible à l'œil nu s'il se produisait dans la Voie lactée ou dans une galaxie voisine (comme les nuages ​​de Magellan) et n'était pas obscurci par la poussière. À la distance des étoiles, tout cela apparaîtrait comme une étoile.

Des supernovae ont été observées, le plus récemment en 1987, lorsqu'il y avait une supernova dans le Grand nuage de Magellan. Elle avait une magnitude maximale de 2,9 (à peu près aussi brillante que la gamma ursa minor, l'étoile au bas de la constellation du Petit ours, la plus éloignée de l'étoile polaire). C'était visible, mais pas d'une luminosité spectaculaire. Les supernovae qui se sont produites dans la Voie lactée ont été très brillantes, surpassant toutes les autres étoiles. Une supernova en 1006 aurait pu être plus brillante que Vénus. S'il est suffisamment proche, une supernova pourrait être vue pendant la journée.

Tous ces éléments sont très énergétiques, et si vous étiez assez près pour voir n'importe quel détail (comme une nébuleuse) à l'œil nu, vous seriez grillé. Les événements exposants (Supernovae, Kilonovae, sursauts de rayons gamma) s'estomperaient avec le temps. Les magnétars et les quasars sont stables et continueraient à briller. Les nébuleuses restantes de Supernovae sont visibles dans les télescopes, la plus connue est la nébuleuse du Crabe, M1.

Une supernova à Andromède serait probablement visible à l'œil nu, mais pas d'une luminosité impressionnante, bien que cela dépende de la puissance réelle de l'explosion et d'autres facteurs, comme la poussière à Andromède.

Les supernovae sont visibles pendant des mois. Les kilonovae s'estompent plus rapidement. Les sursauts gamma peuvent ne durer que quelques secondes (bien qu'ils puissent être associés à une supernova qui dure plus longtemps). L'élément visible d'un GRB pourrait être visible, il y en avait un qui aurait pu atteindre la visibilité à l'œil nu, bien qu'il n'y ait aucune preuve que quelqu'un l'ait réellement vu (il n'aurait été que marginalement visible dans des conditions idéales). Les quasars sont des objets stables qui ne s'estompent pas avec le temps, ce sont des trous noirs supermassifs actifs.

Il y a beaucoup d'autres choses plus locales qui peuvent produire une "étoile" qui s'illumine puis s'estompe : les avions ont des phares, et lorsqu'ils tournent, ils apparaissent comme une étoile qui s'illumine puis s'estompe en quelques secondes. S'ils sont suffisamment éloignés, les autres lumières peuvent ne pas être visibles.


Étoile variable cataclysmique

Étoiles variables cataclysmiques (CV) sont des étoiles dont la luminosité augmente irrégulièrement d'un facteur important, puis redescend à un état de repos. On les appelait initialement novae, du latin « nouveau », car celles avec une luminosité éclatante visible à l'œil nu et une luminosité invisible invisible apparaissaient comme de nouvelles étoiles dans le ciel.

Les étoiles variables cataclysmiques sont des étoiles binaires constituées de deux composants, un primaire nain blanc et un secondaire de transfert de masse. Les étoiles sont si proches les unes des autres que la gravité de la naine blanche déforme le secondaire, et la naine blanche accumule la matière de la compagne. Par conséquent, le secondaire est souvent appelé le étoile donatrice. La matière tombante, généralement riche en hydrogène, forme dans la plupart des cas un disque d'accrétion autour de la naine blanche. Une forte émission d'UV et de rayons X est souvent observée à partir du disque d'accrétion, alimentée par la perte d'énergie potentielle gravitationnelle du matériau en chute. [ citation requise ]

Le matériau au bord intérieur du disque tombe sur la surface du primaire nain blanc. Une explosion de nova classique se produit lorsque la densité et la température au bas de la couche d'hydrogène accumulée augmentent suffisamment pour déclencher des réactions de fusion d'hydrogène incontrôlables, qui convertissent rapidement la couche d'hydrogène en hélium. Si le processus d'accrétion se poursuit assez longtemps pour rapprocher la naine blanche de la limite de Chandrasekhar, la densité intérieure croissante peut déclencher une fusion de carbone et déclencher une explosion de supernova de type Ia, qui détruirait complètement la naine blanche.

Le disque d'accrétion peut être sujet à une instabilité conduisant à des explosions de nova naine, lorsque la partie extérieure du disque passe d'un mode froid et terne à un mode plus chaud et plus lumineux pendant un certain temps, avant de revenir au mode froid. Les novae naines peuvent se reproduire sur une échelle de temps de quelques jours à plusieurs décennies.


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La spectrophotométrie en orbite entière et résolue en temps de 18 variables cataclysmiques est réduite et affichée de manière homogène. Chaque ensemble de données numériques est regroupé dans une image en niveaux de gris dépendant de la phase qui ressemble à un spectrogramme photographique à une seule traînée. Cette technique permet une comparaison pratique des changements spectraux dépendant de la phase entre les différents systèmes. L'intervalle de longueur d'onde approximatif 4250-4950 A a été observé à une résolution de 2,5 A. Cet intervalle contient les raies d'émission du disque d'accrétion de H-beta, H-gamma, He I 4471 A et He II 4686 A. Un bref commentaire sur les phénomènes que l'on peut voir dans l'image de chaque étoile est donné. Ces effets incluent le mouvement orbital, les changements de profil de ligne pendant l'éclipse et les ondes S. Plusieurs époques de données sur UX UMa sont présentées, affichant les changements annuels du spectre. Une série de spectres d'explosion de RX And ​​est incluse, montrant comment les spectres dépendants de la phase évoluent pendant l'explosion. Les spectres EX Hya sont affichés pliés sur les périodes photométriques de 98 minutes et de 67 minutes. Au total, 23 ensembles de données spectrales sont affichés et discutés pour les 18 systèmes.


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L'intérêt récent pour les longues périodes qui peuvent être présentes dans les variables cataclysmiques a été principalement motivé par l'idée que les cycles magnétiques de type solaire pourraient être importants. Pour les membres les plus brillants de la classe, les courbes de lumière compilées à partir d'observations visuelles d'amateurs sont une source d'idées pour tester la présence de telles périodes. En raison de l'immensité des données et de la constance relative de l'œil humain moyen sur des décennies, les limites de détection sont plus sensibles que ne pourraient être atteintes par tout moyen photographique ou photoélectrique réalisable. Ici, nous présentons les résultats pour quatre étoiles bien étudiées et évaluons le cas pour des périodes dans d'autres CV. La conclusion de tout cela est qu'aucune des étoiles étudiées à ce jour ne présente un bon cas de variabilité strictement périodique, et il n'est même pas clair s'il existe une échelle de temps préférée. Néanmoins, les amplitudes observées (0,2 mag) et les échelles de temps _apparentes_ (5-40 ans) de variabilité sont des conséquences plausibles des cycles magnétiques de type solaire. Nous proposons que les variations de lumière observées sur des échelles de temps décennales sont produites par le même mécanisme qui sous-tend les changements de période orbitale décennales observés dans les binaires à éclipse. En particulier, nous étendons une théorie des changements de P_orb au cas des binaires alimentés par l'accrétion, et montrons qu'elle prédit les variations du taux d'accrétion d'amplitude delta-M/M

= 0,1, conforme à l'observation. La cause immédiate des variations P_orb et M est le transfert cyclique du moment angulaire vers et depuis les couches externes de l'étoile de contact. La cause sous-jacente de ces phénomènes est les cycles de type solaire de l'étoile de contact. (SECTION : Étoiles)


Identifier la chimie stellaire grâce à l'astronomie infrarouge

A l'aube de l'univers, il n'y avait que de l'hydrogène et de l'hélium. Ces éléments composaient toutes les galaxies et toutes les étoiles. Mais les étoiles fusionnent l'hydrogène et l'hélium en éléments plus lourds, et les grandes étoiles explosent quand elles font jour. Leurs restes forment de nouvelles étoiles. Les collisions de naines blanches et d'étoiles à neutrons peuvent créer des supernovae, qui projettent également des éléments lourds dans l'espace lointain. Au fil du temps, la chimie d'une galaxie devient de plus en plus riche et complexe. En étudiant ces éléments, nous pouvons comprendre comment évoluent les galaxies.

La composition chimique d'une étoile peut être étudiée en observant les raies spectrales d'une étoile. Chaque type d'élément et de molécule possède un schéma unique de raies spectrales qui nous permet de les identifier. En astronomie optique, cela se fait depuis plus d'un siècle. Les étoiles peuvent être classées selon la quantité de carbone, d'oxygène et de fer qu'elles contiennent.

Bien que les raies spectrales visibles des éléments soient bien établies, les raies spectrales infrarouges sont moins connues. Nous n'avons pas eu de spectroscopie haute résolution dans l'infrarouge jusqu'à récemment, donc notre catalogue infrarouge n'est pas aussi grand. Mais ce mois-ci, une équipe du Japon a augmenté ce catalogue.

À l'aide d'un spectrographe infrarouge haute résolution connu sous le nom de WINERED, l'équipe a observé les spectres de 13 étoiles géantes et supergéantes. À partir de leurs données de raie spectrale, ils ont identifié 9 éléments plus lourds que le fer. Il s'agit d'une découverte importante, car les éléments plus lourds que le fer ne sont pas produits pendant la durée de vie de la séquence principale d'une étoile. Au lieu de cela, ils sont produits lors d'événements cataclysmiques tels que l'effondrement du noyau d'une étoile ou lors de collisions stellaires. De telles observations ajoutent une nouvelle pièce au puzzle de l'évolution stellaire.

Il y a encore des recherches importantes à faire avec les spectres infrarouges. Ce nouveau travail montre cependant que les spectres de raies infrarouges pourraient s'avérer tout aussi importants que les spectres de raies de la lumière visible.


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Le travail présenté dans cette thèse s'est appuyé sur l'instrument de radioastronomie, The Very Large Array. La thèse est divisée en trois grandes sections. Dans le premier, j'ai appliqué des techniques de reconstruction d'images de type entropie maximale, en utilisant à la fois des données d'un seul plat et d'un iterféromètre, pour générer des images complètes du disque du Soleil à une longueur d'onde lambda

21cm. En utilisant un ensemble de six images de ce type obtenues pendant le déclin du Soleil du maximum au minimum des taches solaires, nous avons noté un certain nombre de phénomènes non signalés auparavant. Parmi ceux-ci : (1) une diminution systématique de la température de luminosité du Soleil calme lorsqu'elle a baissé au minimum (2) une diminution systématique du rayon du Soleil à 21 cm (3) des preuves de l'évolution des trous coronaux polaires au cours du cycle solaire . La variation observée, bien que non notée auparavant aux longueurs d'onde radio, est tout à fait cohérente avec les données du coronographe K en lumière blanche. Les résultats rapportés ici expliquent la nature contradictoire d'un certain nombre d'observations passées. Dans la deuxième section de la thèse, je présente les résultats d'une enquête à long terme sur les variables cataclysmiques magnétiques (CV). Les variables cataclysmiques sont des systèmes binaires proches qui contiennent une masse d'accrétion naine blanche à partir d'un secondaire de type tardif, typiquement une naine de type spectral G, K ou M. Notre étude a permis de détecter deux des dix-huit systèmes observés. Dans la troisième section de la thèse, je présente de nouveaux résultats sur les étoiles d'éruption dans le voisinage solaire et dans les Pléiades. Nous avons utilisé avec succès la technique de spectroscopie dynamique pour contraindre le(s) mécanisme(s) de torchage radio sur d'autres étoiles. En particulier, nous avons utilisé le Very Large Array en mode raie spectrale pour observer deux éruptions intenses sur l'étoile UV Ceti à proximité. La deuxième partie de la troisième section est consacrée à une recherche d'émission radio d'étoiles éclairantes dans les Pléiades qui a été motivée par les questions évolutives soulevées par les étoiles éclairantes et la séquence principale inférieure des Pléiades. Du

170 sources trouvées dans les champs des Pléiades, toutes sauf deux ont été déterminées comme extragalactiques. Aucune des deux sources radio stellaires n'est une étoile connue ou un membre des Pléiades. (Résumé abrégé avec la permission de l'auteur.).


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Les systèmes stellaires binaires et multiples ont une importance dans trois domaines principaux de l'astronomie et de l'astrophysique. Premièrement, en raison de l'interaction gravitationnelle relativement simple à l'œuvre dans le cas des étoiles binaires, ces systèmes fournissent un contrôle de base sur la structure stellaire et la théorie de l'évolution puisque les masses peuvent être déterminées par l'observation. Lorsque ces masses peuvent être liées à d'autres propriétés des deux étoiles, telles que la luminosité, la couleur et le rayon, elles peuvent fournir des contraintes très strictes sur les modèles stellaires. Deuxièmement, les statistiques des systèmes d'étoiles binaires et multiples fournissent des indices sur les mécanismes de formation des étoiles et les effets environnementaux dans le potentiel gravitationnel galactique et dans les amas. Bien qu'un certain nombre de bons résultats aient été obtenus dans des amas et des associations d'étoiles proches, la connaissance de la population de terrain a été quelque peu limitée jusqu'à récemment par un manque de grands échantillons complets de binaires. Cependant, il semble y avoir beaucoup de promesses dans ce domaine pour la prochaine décennie en partie grâce aux satellites astrométriques tels que Hipparcos et Gaia. Troisièmement, le scénario binaire est invoqué pour expliquer plusieurs types importants de phénomènes astrophysiques tels que les supernovae de type Ia, les variables cataclysmiques et les sources de rayons X stellaires. Puisque la première d'entre elles mentionnée est une bougie standard pour l'échelle de distance extragalactique, on peut même dire que les étoiles binaires jouent un rôle mineur dans le domaine de la cosmologie. Cependant, dans ce chapitre, l'accent sera principalement mis sur les étoiles normales dans les systèmes binaires et multi-stellaires. La physique de base des binaires sera passée en revue, et les méthodes d'observation utilisées aujourd'hui seront discutées ainsi que leurs limites et perspectives pour l'avenir. Enfin, un aperçu de la science actuelle dans les trois principaux domaines mentionnés où les binaires ont un impact significatif sera donné.


Les superbosses ont été observées pour la première fois dans les étoiles SU Ursae Majoris (SU UMa), une sous-classe de novae naines, à des moments où le système binaire subissait une super explosion, qui est une explosion inhabituellement forte (augmentation de la luminosité) causée par un taux d'accrétion accru. [1]

La période des variations de superhump peut être supérieure ou inférieure à la période orbitale, appelée respectivement superhump positive ou négative. L'excédent de période est la différence entre la période de superhump et la période orbitale, exprimée comme une fraction de la période orbitale. [2]

Le disque d'accrétion est allongé par la force de marée de l'étoile donneuse. Le disque elliptique précesse autour de l'accréteur nain blanc sur un intervalle de temps beaucoup plus long que la période orbitale, la période de battement, provoquant un léger changement dans l'orientation du disque sur chaque orbite. [3] Les superbosses dans les étoiles variables cataclysmiques sont le résultat de la dissipation visqueuse par des déformations périodiques du disque. Ces déformations sont causées par la présence d'une résonance 3:1 entre les périodes orbitales du disque d'accrétion et l'étoile donneuse. La précession rétrograde du disque provoque des superbosses négatives, avec des périodes légèrement inférieures à la période orbitale. [2]

Les superbosses peuvent se produire dans les systèmes de nova naine dans lesquels l'étoile donneuse (étoile perdante de masse) a une masse qui correspond au plus à 34 % de la masse de l'étoile accrétrice (étoile génératrice de masse). [2] L'amplitude peut aller jusqu'à 0,6 magnitude. [4]


Tableau III NOVAE

Nova Varier
(ampleur)
Classer Déclin
(journées)
CP chiot 16.6 VF 140
V450 Cyg >14.0 S
DQ elle 13.6 S 8880
EL Aql 13.5 F
GK par 13.3 VF 300
CP Lac 13.2 VF 154
V476 Cyg 12.5 VF 170
V603 Aql 11.9 VF 260
Q Cyg 11.8 VF 250
Photo RR 11.5 S 1000
CT Ser >11.0 F?
V630 Sgr 11.0 VF 123
T Aur 11.0 S 1800
V528 Aql 10.7 F
DK Lac 10.5 F 500
V465 Cyg 10.1 S ?
V360 Aql >10.0 VF
V606 Aql 9.9 F 320
DL Lac 9.8 F 300
V604 Aql >9.2 F 230
XX Tau >9.0 F <500
V356 Aql 9.0 S 1100
Lyre RH 8.7 S 600
Eu Ser >8.6 F 70
T Cr B* 8.6 VF 300
Gemme DM 8.5 VF 150
V841 8.3 S 5000
FAIRE Aql >7.9 S
DN Gem 7.9 VF 550
V8490 Oph >7.6 S
T Pxy** 7.6 S
V1017 Sgr** 7.5 S 400
WZ Sge** 7.4 F 300
RS Op* 6.7 VF
* "récurrent" ** « explosion répétée »

la bande évolutive des naines blanches. Le taux de changement de luminosité et la plage de magnitude devraient diminuer à mesure que l'étoile naine blanche vieillit. La masse ne change pas de manière significative. Les novas les plus lentes avec la plus petite plage de magnitude devraient donc être celles dans lesquelles les étoiles sont à l'extrémité inférieure de la plage de taille de la nova, et également près de la fin de leur stade de nova. Entre ces deux extrêmes, la gamme de magnitude est déterminée par la taille et l'âge de la nova. La plage moyenne peut indiquer soit une vieille grande nova, soit une jeune petite, soit une nova proche de la moyenne dans les deux cas.

Les informations disponibles à partir de l'observation ne donnent qu'une indication très générale de la conformité des novas à ce modèle théorique, mais le peu qui est disponible est clairement en accord avec la théorie. La plupart des novae avec de grandes plages de magnitude sont dans la catégorie très rapide, et il y a une tendance générale vers la prochaine note inférieure, la classe "rapide", à mesure que la plage diminue. Une seule nova avec une portée supérieure à 11 magnitudes est définitivement classée comme rapide. En dessous de ce niveau d'amplitude, le groupe rapide dépasse le très rapide d'environ trois à un. Ceci est cohérent avec la conclusion théorique selon laquelle les premières explosions des plus grandes novae devraient avoir la plage de magnitude maximale, que cette plage devrait être moindre pour les plus petites novae et que dans tous les cas la plage devrait diminuer avec le temps et les explosions sont répété.

Alors que les novas lentes ne sont pas concentrées à l'extrémité inférieure de la liste aussi fortement que les très rapides sont concentrées à l'extrémité supérieure, il y a une nette augmentation de la proportion de novas lentes à mesure que la plage de magnitude diminue. Si nous omettons les deux étoiles de la plus grande classe (identifiées comme récurrentes), la proportion de novae lentes dans le groupe avec une plage de magnitude 9,0 ou inférieure est de 64 %. Dans le groupe avec des fourchettes au-dessus de ce niveau, il n'est que de 24 pour cent. Entre les extrêmes, il y a des novae relativement lentes qui sont assez hautes sur la liste, et certaines des classes très rapides qui sont assez basses. Théoriquement, ces dernières devraient être des étoiles assez petites et les premières assez grandes. Cela ne peut pas être confirmé par l'observation, dans l'état actuel des choses.

Les novas qui se sont répétées se trouvent au bas de la liste, c'est-à-dire qu'elles ont les plages de magnitude les plus faibles. Bien sûr, ce ne sont pas les seules novae de la liste qui ont répété qu'elles sont simplement les naines blanches qui approchent de la fin du stade nova de leur existence, et répètent leurs explosions à des intervalles suffisamment courts pour en avoir eu au moins deux dans les l'intervalle de temps pendant lequel les observations ont été faites. Leur position au bas de la liste est un autre accord avec la théorie.

A ce stade, il faut tenir compte du fait que les vitesses possibles dans la plage de vitesse intermédiaire ne constituent pas une succession continue de valeurs, mais se cantonnent à huit niveaux distincts, caractéristique de cette plage de vitesse que nous avons déjà eu l'occasion de reconnaître dans des applications telles que l'explication de la relation connue sous le nom de loi de Bode. Comme indiqué précédemment, quatre des huit niveaux de vitesse se trouvent du côté spatial de la ligne de séparation et correspondent à des emplacements identifiables dans un espace équivalent. Dans les étoiles planétaires, qui sont à l'état gazeux partout, les particules se déplaçant aux différents niveaux de vitesse sont bien mélangées, et il existe un gradient de densité continu des régions extérieures vers les régions intérieures. Ici, l'accumulation de pression et l'échappement éventuel du gaz comprimé suivent essentiellement le même schéma, quelle que soit la taille de l'étoile. La situation dans les étoiles naines blanches ordinaires est tout à fait différente parce que la coquille externe de ces étoiles est à l'état de gaz condensé. Dans cet état, comme dans un liquide, des matières de densités différentes se stratifient. L'enveloppe externe n'est donc pas homogène, mais est constituée de plusieurs couches, initialement quatre. Étant donné que l'agrégat de naines blanches est une structure temporelle plutôt qu'une structure spatiale, les bulles de gaz au centre de l'étoile (structures spatiales) restent dans l'agrégat plutôt que de s'en séparer. Ainsi, ils s'accumulent dans la plus basse des quatre couches et sont confinés par le poids des trois couches les plus denses qui les recouvrent.

Les étoiles plus petites ayant la même température de surface ont des températures internes plus basses et, à un certain point dans la plage de masse, le quatrième niveau de vitesse est vacant. Le gaz comprimé dans les régions centrales de ces étoiles plus petites est situé dans le troisième niveau et n'est soumis au poids que de deux niveaux plus denses superposés. Cette réduction très importante du poids qui confine le gaz se traduit par une réduction correspondante de la pression qui doit être établie avant que le gaz comprimé ne puisse percer. On peut donc s'attendre à ce qu'à un certain niveau défini de masse naine blanche, le type d'explosion nova soit remplacé par un type différent de comportement éruptif dans lequel les explosions sont plus fréquentes mais moins violentes.

Cette attente théorique est remplie par l'observation. Alors que les étoiles naines blanches qui atteignent la séquence principale aux plus hautes luminosités sont observées comme des novae lors de la conversion du mouvement dans le temps au mouvement dans l'espace, celles qui sont plus petites et moins lumineuses dans leur état final, suivent ce qui peut être décrit comme un modèle nova en miniature, avec des explosions moins violentes et des périodes beaucoup plus courtes, allant d'environ un an à la baisse. Ces novae à petite échelle, dont SS Cygni et U Geminorum sont les étoiles types, sont classées avec les vraies novas, les novas récurrentes et certaines variables de type nova, comme variables cataclysmiques.

L'ampleur à laquelle le changement de comportement se produit est un niveau critique qui, sur la base des considérations précédemment discutées, devrait être lié aux autres niveaux critiques du diagramme CM par des nombres entiers d'unités naturelles (composées). Nous avons identifié la différence entre les points B et C sur la séquence principale spatiale, 2,8 magnitudes, comme une telle unité naturelle. L'explication qui vient d'être donnée pour la transition de la nova à un type d'explosion moins violent suggère qu'elle devrait avoir lieu une unité naturelle en dessous de la limite supérieure de la nova normale, ou « classique », qui coïncide avec la limite inférieure des étoiles planétaires à point B sur le diagramme, magnitude 4.6. Cela place la limite entre les deux types de variables cataclysmiques à 7,4 magnitudes sur la séquence spatiale principale. La masse correspondante est de 0,65 unité solaire. Ainsi, la naine blanche ordinaire dans la plage au-dessus de 0,65 masse solaire suit le modèle nova dans sa conversion en mouvement dans l'espace, tandis que celles dans la plage immédiatement en dessous de 0,65 masse solaire sont des variables SS Cygni dans l'étape de conversion.

Nous avons identifié les novae comme des naines blanches qui ont des particules composantes avec des vitesses dans les quatre niveaux du côté spatial (équivalent) de la ligne de séparation, et les variables SS Cygni comme des naines blanches dans lesquelles les vitesses composantes sont limitées à trois des ces quatre niveaux. Sur la base des mêmes considérations applicables aux novae, la gamme de magnitude des étoiles SS Cygni, après conversion en mouvement dans l'espace, devrait être comprise entre 7,4 et 10,2 et la gamme de masse devrait être de 0,65 à 0,40 unité solaire. Dans la mesure où il existe des naines blanches de masses encore plus faibles, il s'ensuit qu'il devrait exister une classe de ces étoiles dans laquelle les vitesses des composantes n'occupent que deux niveaux. Comme cela ne laisse qu'un niveau recouvrant celui dans lequel le gaz s'accumule, on peut s'attendre à ce que les bulles de gaz dans ces étoiles éclatent à un stade relativement précoce avant qu'elles n'atteignent une taille substantielle. Les observations indiquent que cette troisième classe théorique de variable cataclysmique peut être identifiée avec la éclater étoiles. Il s'agit théoriquement d'étoiles de 0,40 à 0,25 masse solaire, avec des magnitudes de séquence principale, après conversion en mouvement dans l'espace, comprises entre 10,2 et 13,0.

La limite inférieure de 0,25 de la masse des étoiles fusées laisse place à certaines naines blanches avec un seul niveau de vitesse, car la masse minimale des naines blanches ordinaires est un peu plus faible, probablement autour de 0,20. Il n'y a pas de résistance significative à l'échappement du gaz de ces étoiles, autre que la viscosité du gaz condensé à travers lequel il doit se frayer un chemin, mais comme le gaz sort sous forme de bulles, il est probable qu'il y ait des éruptions visibles de ces étoiles similaires à celles de la classe à deux niveaux, connues des astronomes sous le nom d'étoiles UV Ceti. Les étoiles d'éruption ne sont généralement pas incluses dans la classification des variables cataclysmiques, mais elles partagent la caractéristique distinctive de ces variables, des explosions périodiques de matière très énergétique, et diffèrent principalement par l'ampleur des explosions. Comme indiqué dans les paragraphes précédents, il y a une place spécifique pour eux dans le modèle des variables cataclysmiques qui a été dérivé de la théorie de l'univers du mouvement. le modèle qui s'applique également aux novae et aux étoiles SS Cygni.

Passant maintenant à l'examen des informations disponibles à partir de l'observation, nous constatons que les grandeurs moyennes rapportées par les observateurs sont dans les limites théoriques, mais ces limites sont si larges que l'accord avec l'observation n'est pas très significatif. La magnitude absolue moyenne des étoiles SS Cygni est de 7,5+0,7 (référence 149) et celle des étoiles UV Ceti de 13,1 (référence 150). Le stade variable cataclysmique commence à environ la magnitude 16, la limite basse des naines blanches ordinaires, et s'étend au niveau de la séquence principale galactique, 0,8 magnitude au-dessus des magnitudes limites sur la base non déplacée comme indiqué ci-dessus. Étant donné que le processus de conversion s'accélère, la position moyenne de ces étoiles variables, telle qu'observée, devrait être bien en dessous du point médian de la plage de magnitude. La magnitude de 13,1 rapportée pour les étoiles UV Ceti est cohérente avec cette prédiction. La magnitude 7,5 des étoiles SS Cygni est trop élevée, proche de l'extrémité supérieure de la plage théorique, mais il est probable que cette valeur inclue une grande contribution des séquelles de la chaleur intérieure libérée lors des explosions.

D'autres données sur les plus petites classes de variables cataclysmiques sont rares. Contrairement aux novae, qui sont spectaculaires, mais rares en raison des longs intervalles entre les explosions, les étoiles SS Cygni sont faibles et difficiles à détecter. Il est rapporté qu'environ 100 d'entre eux ont été localisés, mais seulement quelques-uns d'entre eux ont été étudiés en détail. Celles-ci se sont avérées avoir une « relation période-amplitude selon laquelle les étoiles de période plus longue montrent les explosions les plus violentes », 151 poursuivant ainsi le modèle des vraies novae, noté plus haut. La gamme de magnitude maximale observée est proche de 6 magnitudes, environ une magnitude en dessous du minimum des vraies novae indiquées dans le tableau III.

On sait très peu de choses sur les propriétés des étoiles évasées, à part celles qu'elles partagent avec les autres variables cataclysmiques. A. H. Joy les décrit comme des "nains de type M extrêmement faibles" dans lesquels la "courbe de lumière atteint son maximum en quelques secondes ou minutes et revient à la normale en moins d'une demi-heure". 152 Ces courbes de lumière "sont de forme similaire aux courbes de lumière des novae," 153 une observation qui soutient l'identification théorique des étoiles flambées en tant que membres juniors du groupe dirigé par les novae.

Le groupe hétérogène d'étoiles connu sous le nom de variables de type nova ne constitue pas une classe distincte, mais fait partie des classes déjà identifiées, avec quelques caractéristiques spéciales qui les distinguent des étoiles types de leurs classes respectives. Par exemple, R. Aquarii et les étoiles similaires diffèrent de SS Cygni principalement en ce que dans SS Cygni, les deux composants du système binaire sont des naines. tandis que R. Aquarii combine une géante rouge et une naine bleue chaude. 154 Z Andromède est le prototype d'un groupe d'étoiles qui subissent des explosions d'environ trois magnitudes, et "combine les caractéristiques d'une géante rouge à basse température et d'une étoile B bleuâtre chaude qui est probablement une sous-naine". 155 Les termes appliqués aux composants nains dans ces descriptions citées des systèmes binaires sont appropriés pour les membres naines blanches des paires de variables cataclysmiques. Une « naine bleue » est simplement une naine blanche chaude. tandis qu'un "sous-nain" est une étoile naine au-dessous de la séquence spatiale principale dans la zone dans laquelle les variables cataclysmiques sont théoriquement situées. Comme indiqué précédemment, une combinaison d'une géante rouge et d'une naine blanche n'est pas inhabituelle, il s'agit d'un stade évolutif précoce qui évolue avec le temps vers la combinaison plus familière de l'étoile de la séquence principale et de la naine blanche.

Il est maintenant généralement admis que toutes les variables cataclysmiques sont des systèmes binaires, comme l'exige la théorie développée ici. Ce qui suit est une expression de la vue actuelle :

Une nova naine, comme toutes les variables cataclysmiques (novae, novae récurrente, novae naine et variables semblables à une nova) est un système binaire proche dans lequel le composant principal est une naine blanche. Le secondaire est une étoile normale. 156

La tendance actuelle est d'attribuer le comportement explosif à cette nature binaire du système. "Les explosions soudaines" des étoiles SS Cygni, dit Burnham, "sont sans aucun doute liées d'une manière ou d'une autre à la duplicité du système, mais les détails exacts sont incertains". 157 Nonobstant l'utilisation du mot « sans aucun doute » dans cette déclaration, nos conclusions sont que la nature binaire des variables cataclysmiques, ce que nous confirmons, n'a aucun lien avec leur comportement explosif. C'est pourquoi les astronomes n'ont pas été en mesure d'expliquer comment leur processus hypothétique fonctionne. Ces systèmes sont binaires car ils proviennent d'explosions de supernova suffisamment puissantes pour accélérer certains de leurs produits à des vitesses intermédiaires, et le membre nain blanc du système binaire est explosif car la composante de vitesse intermédiaire des produits de supernova passe par une étape explosive sur son chemin. retour aux vitesses normales du secteur des matériaux. Les conclusions théoriques sont en accord avec le fait observé - la nature binaire de ces objets - mais elles sont en désaccord avec l'hypothèse dominante quant à la nature du processus responsable des explosions explosives.

La situation en ce qui concerne l'emplacement des variables cataclysmiques sur le diagramme CM est similaire. On déduit de la théorie que ces objets sont en train de passer du statut de naine blanche à des positions sur la séquence spatiale principale, et occupent donc des positions intermédiaires. Les observateurs s'accordent sur les positions.

De leurs luminosités, qui sont en moyenne similaires à celles du soleil, nous sommes forcés de conclure qu'elles [les novae] sont de petites étoiles superdenses un peu comme des naines blanches, mais pas si extrêmes. 78 (D. B. McLaughlin) Virtually all known post-nova stars are objects of the same peculiar type, hot bluish subdwarfs of small radius and high density, apparently intermediate between the main sequence stars and the true white dwarfs. 158 (R. Burnham) The prenova is below the main sequence intermediate between white dwarf and main sequence stars. 159 (E. Schatzman)

Where our findings differ from astronomical theory is in the direction of the evolution of the cataclysmic variables. The prevailing astronomical opinion is that the evolutionary direction is down the CM diagram from some location above the main sequence, generally identified as the red giant region, toward the white dwarf stage. The white dwarf is seen as the last form in which the less massive stars are observable, the penultimate stage on the way to extinction as black dwarfs. This leaves the planetaries and the cataclysmic variables dangling without any clearly identified role. Shklovsky calls them “freaks.”

Our analysis now shows that here again the astronomers’ evolutionary sequence is upside down. The white dwarfs of both classes (planetaries and ordinary white dwarfs) enter the field of observation at the left of the CM diagram from an unobservable condition analogous to that of the earliest of the protostars that eventually enter the diagram in the red giant region. Just as these giants move to the la gauche et down the diagram to the equilibrium positions on the spatial main sequence, the white dwarfs move to the droite and up the diagram to reach similar equilibrium positions on that sequence. The upward movement takes place in the cataclysmic variable stage.

As the foregoing survey of the results of observation of the cataclysmic variables indicates, existing empirical knowledge is much too limited to provide a clear picture of these objects. But each of the isolated bits of information currently available fits into the general pattern derived from the theory of the universe of motion. While the theoretical pattern of behavior conflicts to some extent with current astronomical thought, it is really not accurate to say that the results of this present investigation contradict the astronomers’ theory of the cataclysmic variables, because, aside from the rather vague idea of a giant star “shedding mass” and moving toward the hypothetical black dwarf status along an unspecified route, the astronomers have no theory of these objects. “Severe problems remain,” 142 in arriving at an understanding, says H. M. Van Horn. A. H. Joy describes the situation with respect to the stars of the SS Cygni class in this manner:

The general problem of the SS Cygni stars is so complicated that little progress has been made toward its solution… No satisfactory explanation of the novalike outbursts which occur at semi-regular intervals in the variable stars of this class has been proposed, and their relationship to other groups has yet to be determined. 160

Gallagher and Starrfield give us a similar assessment of the current state of knowledge with respect to the novae.

It is clear that there are few problems relating to the novae that we may consider as solved, and many phenomena for which we have yet even to identify the nature of the underlying physical processes. 161

The nova problem is viewed even more pessimistically by Dean B. McLaughlin. He sees little prospect of improvement.

The cause of nova outbursts is not likely to be identified directly by observation. At best we can only hope to arrive at an idea of the cause by devising hypotheses, calculating their consequences, and comparing the expected results with the observed facts. 162

The development in this work, based on deductions from the postulates that define the universe of motion, has now provided the kind of a complete and consistent theory of the cataclysmic variables that has heretofore been lacking. In the course of this development we have identified the three basic errors that have diverted astronomical thinking about the white dwarfs into the wrong channels: (1) the assumption that conversion of hydrogen into heavier elements is the energy production process in the stars, (2) the assumption that speeds in excess of that of light are impossible, and (3) the assumption that the white dwarf is a dying star. Correction of these errors and application of the physical principles governing motion at speeds greater than light, derived in the preceding volumes of this work, have arrived at a logical and consistent theory of the entire class of cataclysmic variables.

These results show that Shklovsky’s characterization of the cataclysmic variables as “freaks” is totally wrong. These stars (and the planetaries as well) are in the direct line of one of the two coordinate branches of the stellar evolutionary cycle. They are tout white dwarfs, differing only in the properties that are affected by the particular evolutionary stage at which each type of object makes its appearance, and they tout go through the same general processes of cooling to a critical temperature level and then converting from motion in time to motion in space. Meanwhile the companions of these white dwarfs are going through the successive stages of the giant evolutionary cycle. The two stars of each of these binary systems are at comparable evolutionary stages, regardless of the difference in their properties, and they ultimately arrive at the same kind of a gravitationally and thermally stable state. When they’re relatively short excursion away from the main sequence is ended, both of the partners will settle down for another long stay in that equilibrium condition.


Daniel Proga

Daniel Proga's main interests are accretion flows onto compact objects, related mass outflows and their environmental impact. He uses primarily numerical methods for astrophysical fluid dynamics to study effects of radiation and magnetic fields on gas under the influence of gravity. He also works on photoionization and radiative transfer processes.

Accretion onto black holes

Current projects include a study of accretion onto black holes. Some of the most dramatic phenomena of astrophysics, such as quasars and powerful radio galaxies, are powered by accretion onto supermassive black holes (SMBHs). Gamma-Ray Bursts (GRBs), the most powerful events in the Universe, are another illustration of the universal nature of black hole accretion. In the GRB case, matter accretes onto a much smaller, stellar mass black hole. As in many accreting objects, matter in GRBs is not only falling onto a black hole but some of it is also escaping in the form of a very energetic narrow jet, as shown on the picture.

(Credit:NASA/CXC/Siemiginowska et al. Illustration: CXC/M.Weiss)

The presence of a black hole does not guarantee that the source will be a powerful emitter of radiation. In fact, many SMBHs appear to spend most of their time in a remarkably quiescent state, the center of the Milky Way is a good example. SMBHs are embedded in the relatively dense environments of galactic nuclei and it is natural to suppose that the gravity due to an SMBH will draw in matter at high rates, leading to a high system luminosity. However, this simple prediction often fails as many systems are much dimmer than one would expect. In broadest terms, Dr. Proga works on understanding when and why some accreting black holes are and some are not powerful sources of radiation.

Mass outflows from accretion disks

When an accreting object is luminous, it is most likely because of the presence of an accretion disk. Examples of such objects include quasars, cataclysmic variables, and young stellar objects. Invariably, such disks are associated with mass outflows and winds. An obvious, and conceptually simple, mechanism for powering disk winds is radiation pressure on spectral lines. Using numerical techniques, Dr. Proga and his collaborators constructed a set of time-dependent two-dimensional radiation-driven disk wind models to identify a parameter domain where mass loss is significant. His numerical approach is motivated by a desire to account for the multi-dimensional character of the disk wind problem from first principles.

Dr. Proga's work has been supported by a number of research grants from NASA under various programs. His results find appreciation not only by among fellow scientists but also by wider community as illustrated by a press release posted by CNN or a "Sky and Telescope" article featuring results from his work on GRBs.

Copyright © 2015 Physics & Astronomy


Contents

"Contrary to the belief generally held by laboratory physicists, astronomy has contributed to the growth of our understanding of physics." [1] Physics has helped in the elucidation of astronomical phenomena, and astronomy has helped in the elucidation of physical phenomena:

  1. discovery of the law of gravitation came from the information provided by the motion of the Moon and the planets,
  2. viability of nuclear fusion as demonstrated in the Sun and stars and yet to be reproduced on earth in a controlled form. [1]

Integrating astronomy with physics involves

Physical interaction Astronomical phenomena
Electromagnetism: observation using the electromagnetic spectrum
black body radiation stellar radiation
synchrotron radiation radio and X-ray sources
inverse-Compton scattering astronomical X-ray sources
acceleration of charged particles pulsars and cosmic rays
absorption/scattering interstellar dust
Strong and weak interaction: nucleosynthesis in stars
cosmic rays
supernovae
primeval universe
Gravity: motion of planets, satellites and binary stars, stellar structure and evolution, N-body motions in clusters of stars and galaxies, black holes, and the expanding universe. [1]

The aim of astronomy is to understand the physics and chemistry from the laboratory that is behind cosmic events so as to enrich our understanding of the cosmos and of these sciences as well. [1]

Astrochemistry, the overlap of the disciplines of astronomy and chemistry, is the study of the abundance and reactions of chemical elements and molecules in space, and their interaction with radiation. The formation, atomic and chemical composition, evolution and fate of molecular gas clouds, is of special interest because it is from these clouds that solar systems form.

Infrared astronomy, for example, has revealed that the interstellar medium contains a suite of complex gas-phase carbon compounds called aromatic hydrocarbons, often abbreviated (PAHs or PACs). These molecules composed primarily of fused rings of carbon (either neutral or in an ionized state) are said to be the most common class of carbon compound in the galaxy. They are also the most common class of carbon molecule in meteorites and in cometary and asteroidal dust (cosmic dust). These compounds, as well as the amino acids, nucleobases, and many other compounds in meteorites, carry deuterium ( 2 H) and isotopes of carbon, nitrogen, and oxygen that are very rare on earth, attesting to their extraterrestrial origin. The PAHs are thought to form in hot circumstellar environments (around dying carbon rich red giant stars).

The sparseness of interstellar and interplanetary space results in some unusual chemistry, since symmetry-forbidden reactions cannot occur except on the longest of timescales. For this reason, molecules and molecular ions which are unstable on earth can be highly abundant in space, for example the H3 + ion. Astrochemistry overlaps with astrophysics and nuclear physics in characterizing the nuclear reactions which occur in stars, the consequences for stellar evolution, as well as stellar 'generations'. Indeed, the nuclear reactions in stars produce every naturally occurring chemical element. As the stellar 'generations' advance, the mass of the newly formed elements increases. A first-generation star uses elemental hydrogen (H) as a fuel source and produces helium (He). Hydrogen is the most abundant element, and it is the basic building block for all other elements as its nucleus has only one proton. Gravitational pull toward the center of a star creates massive amounts of heat and pressure, which cause nuclear fusion. Through this process of merging nuclear mass, heavier elements are formed. Lithium, carbon, nitrogen and oxygen are examples of elements that form in stellar fusion. After many stellar generations, very heavy elements are formed (e.g. iron and lead).

Theoretical astronomers use a wide variety of tools which include analytical models (for example, polytropes to approximate the behaviors of a star) and computational numerical simulations. Each has some advantages. Analytical models of a process are generally better for giving insight into the heart of what is going on. Numerical models can reveal the existence of phenomena and effects that would otherwise not be seen. [2] [3]

Astronomy theorists endeavor to create theoretical models and figure out the observational consequences of those models. This helps observers look for data that can refute a model or help in choosing between several alternate or conflicting models.

Theorists also try to generate or modify models to take into account new data. Consistent with the general scientific approach, in the case of an inconsistency, the general tendency is to try to make minimal modifications to the model to fit the data. In some cases, a large amount of inconsistent data over time may lead to total abandonment of a model.

Topics studied by theoretical astronomers include:

Astrophysical relativity serves as a tool to gauge the properties of large scale structures for which gravitation plays a significant role in physical phenomena investigated and as the basis for black hole (astro)physics and the study of gravitational waves.

Some widely accepted and studied theories and models in astronomy, now included in the Lambda-CDM model are the Big Bang, Cosmic inflation, dark matter, and fundamental theories of physics.

A few examples of this process:

Physical process Experimental tool Theoretical model Explains/predicts
Gravitation Radio telescopes Self-gravitating system Emergence of a star system
Nuclear fusion Spectroscopy Stellar evolution How the stars shine and how metals formed
Le Big Bang Hubble Space Telescope, COBE Expanding universe Age of the Universe
Quantum fluctuations Cosmic inflation Flatness problem
Gravitational collapse X-ray astronomy General relativity Black holes at the center of Andromeda Galaxy
CNO cycle in stars

Dark matter and dark energy are the current leading topics in astronomy, [4] as their discovery and controversy originated during the study of the galaxies.

Of the topics approached with the tools of theoretical physics, particular consideration is often given to stellar photospheres, stellar atmospheres, the solar atmosphere, planetary atmospheres, gaseous nebulae, nonstationary stars, and the interstellar medium. Special attention is given to the internal structure of stars. [5]

Weak equivalence principle Edit

The observation of a neutrino burst within 3 h of the associated optical burst from Supernova 1987A in the Large Magellanic Cloud (LMC) gave theoretical astrophysicists an opportunity to test that neutrinos and photons follow the same trajectories in the gravitational field of the galaxy. [6]

Thermodynamics for stationary black holes Edit

A general form of the first law of thermodynamics for stationary black holes can be derived from the microcanonical functional integral for the gravitational field. [7] The boundary data

  1. the gravitational field as described with a microcanonical system in a spatially finite region and
  2. the density of states expressed formally as a functional integral over Lorentzian metrics and as a functional of the geometrical boundary data that are fixed in the corresponding action,

are the thermodynamical extensive variables, including the energy and angular momentum of the system. [7] For the simpler case of nonrelativistic mechanics as is often observed in astrophysical phenomena associated with a black hole event horizon, the density of states can be expressed as a real-time functional integral and subsequently used to deduce Feynman's imaginary-time functional integral for the canonical partition function. [7]

Reaction equations and large reaction networks are an important tool in theoretical astrochemistry, especially as applied to the gas-grain chemistry of the interstellar medium. [8] Theoretical astrochemistry offers the prospect of being able to place constraints on the inventory of organics for exogenous delivery to the early Earth.

Interstellar organics Edit

"An important goal for theoretical astrochemistry is to elucidate which organics are of true interstellar origin, and to identify possible interstellar precursors and reaction pathways for those molecules which are the result of aqueous alterations." [9] One of the ways this goal can be achieved is through the study of carbonaceous material as found in some meteorites. Carbonaceous chondrites (such as C1 and C2) include organic compounds such as amines and amides alcohols, aldehydes, and ketones aliphatic and aromatic hydrocarbons sulfonic and phosphonic acids amino, hydroxycarboxylic, and carboxylic acids purines and pyrimidines and kerogen-type material. [9] The organic inventories of primitive meteorites display large and variable enrichments in deuterium, carbon-13 ( 13 C), and nitrogen-15 ( 15 N), which is indicative of their retention of an interstellar heritage. [9]

Chemistry in cometary comae Edit

The chemical composition of comets should reflect both the conditions in the outer solar nebula some 4.5 × 10 9 ayr, and the nature of the natal interstellar cloud from which the Solar system was formed. [10] While comets retain a strong signature of their ultimate interstellar origins, significant processing must have occurred in the protosolar nebula. [10] Early models of coma chemistry showed that reactions can occur rapidly in the inner coma, where the most important reactions are proton transfer reactions. [10] Such reactions can potentially cycle deuterium between the different coma molecules, altering the initial D/H ratios released from the nuclear ice, and necessitating the construction of accurate models of cometary deuterium chemistry, so that gas-phase coma observations can be safely extrapolated to give nuclear D/H ratios. [10]

While the lines of conceptual understanding between theoretical astrochemistry and theoretical chemical astronomy often become blurred so that the goals and tools are the same, there are subtle differences between the two sciences. Theoretical chemistry as applied to astronomy seeks to find new ways to observe chemicals in celestial objects, for example. This often leads to theoretical astrochemistry having to seek new ways to describe or explain those same observations.

Astronomical spectroscopy Edit

The new era of chemical astronomy had to await the clear enunciation of the chemical principles of spectroscopy and the applicable theory. [11]

Chemistry of dust condensation Edit

Supernova radioactivity dominates light curves and the chemistry of dust condensation is also dominated by radioactivity. [12] Dust is usually either carbon or oxides depending on which is more abundant, but Compton electrons dissociate the CO molecule in about one month. [12] The new chemical astronomy of supernova solids depends on the supernova radioactivity:

  1. the radiogenesis of 44 Ca from 44 Ti decay after carbon condensation establishes their supernova source,
  2. their opacity suffices to shift emission lines blueward after 500 d and emits significant infrared luminosity,
  3. parallel kinetic rates determine trace isotopes in meteoritic supernova graphites,
  4. the chemistry is kinetic rather than due to thermal equilibrium and
  5. is made possible by radiodeactivation of the CO trap for carbon. [12]

Like theoretical chemical astronomy, the lines of conceptual understanding between theoretical astrophysics and theoretical physical astronomy are often blurred, but, again, there are subtle differences between these two sciences. Theoretical physics as applied to astronomy seeks to find new ways to observe physical phenomena in celestial objects and what to look for, for example. This often leads to theoretical astrophysics having to seek new ways to describe or explain those same observations, with hopefully a convergence to improve our understanding of the local environment of Earth and the physical Universe.

Weak interaction and nuclear double beta decay Edit

Nuclear matrix elements of relevant operators as extracted from data and from a shell-model and theoretical approximations both for the two-neutrino and neutrinoless modes of decay are used to explain the weak interaction and nuclear structure aspects of nuclear double beta decay. [13]

Neutron-rich isotopes Edit

New neutron-rich isotopes, 34 Ne, 37 Na, and 43 Si have been produced unambiguously for the first time, and convincing evidence for the particle instability of three others, 33 Ne, 36 Na, and 39 Mg has been obtained. [14] These experimental findings compare with recent theoretical predictions. [14]

Until recently all the time units that appear natural to us are caused by astronomical phenomena:

  1. Earth's orbit around the Sun => the year, and the seasons, 's orbit around the Earth => the month,
  2. Earth's rotation and the succession of brightness and darkness => the day (and night).

High precision appears problematic:

  1. amibiguities arise in the exact definition of a rotation or revolution,
  2. some astronomical processes are uneven and irregular, such as the noncommensurability of year, month, and day,
  3. there are a multitude of time scales and calendars to solve the first two problems. [15]

Atomic time Edit

From the Systeme Internationale (SI) comes the second as defined by the duration of 9 192 631 770 cycles of a particular hyperfine structure transition in the ground state of caesium-133 ( 133 Cs). [15] For practical usability a device is required that attempts to produce the SI second (s) such as an atomic clock. But not all such clocks agree. The weighted mean of many clocks distributed over the whole Earth defines the Temps Atomique International i.e., the Atomic Time TAI. [15] From the General theory of relativity the time measured depends on the altitude on earth and the spatial velocity of the clock so that TAI refers to a location on sea level that rotates with the Earth. [15]

Ephemeris time Edit

Since the Earth's rotation is irregular, any time scale derived from it such as Greenwich Mean Time led to recurring problems in predicting the Ephemerides for the positions of the Moon, Sun, planets and their natural satellites. [15] In 1976 the International Astronomical Union (IAU) resolved that the theoretical basis for ephemeris time (ET) was wholly non-relativistic, and therefore, beginning in 1984 ephemeris time would be replaced by two further time scales with allowance for relativistic corrections. Their names, assigned in 1979, [16] emphasized their dynamical nature or origin, Barycentric Dynamical Time (TDB) and Terrestrial Dynamical Time (TDT). Both were defined for continuity with ET and were based on what had become the standard SI second, which in turn had been derived from the measured second of ET.

During the period 1991–2006, the TDB and TDT time scales were both redefined and replaced, owing to difficulties or inconsistencies in their original definitions. The current fundamental relativistic time scales are Geocentric Coordinate Time (TCG) and Barycentric Coordinate Time (TCB). Both of these have rates that are based on the SI second in respective reference frames (and hypothetically outside the relevant gravity well), but due to relativistic effects, their rates would appear slightly faster when observed at the Earth's surface, and therefore diverge from local Earth-based time scales using the SI second at the Earth's surface. [17]

The currently defined IAU time scales also include Terrestrial Time (TT) (replacing TDT, and now defined as a re-scaling of TCG, chosen to give TT a rate that matches the SI second when observed at the Earth's surface), [18] and a redefined Barycentric Dynamical Time (TDB), a re-scaling of TCB to give TDB a rate that matches the SI second at the Earth's surface.

Extraterrestrial time-keeping Edit

Stellar dynamical time scale Edit

For a star, the dynamical time scale is defined as the time that would be taken for a test particle released at the surface to fall under the star's potential to the centre point, if pressure forces were negligible. In other words, the dynamical time scale measures the amount of time it would take a certain star to collapse in the absence of any internal pressure. By appropriate manipulation of the equations of stellar structure this can be found to be

where R is the radius of the star, G is the gravitational constant, M is the mass of the star and v is the escape velocity. As an example, the Sun dynamical time scale is approximately 1133 seconds. Note that the actual time it would take a star like the Sun to collapse is greater because internal pressure is present.

The 'fundamental' oscillatory mode of a star will be at approximately the dynamical time scale. Oscillations at this frequency are seen in Cepheid variables.

On earth Edit

The basic characteristics of applied astronomical navigation are

  1. usable in all areas of sailing around the earth,
  2. applicable autonomously (does not depend on others – persons or states) and passively (does not emit energy),
  3. conditional usage via optical visibility (of horizon and celestial bodies), or state of cloudiness,
  4. precisional measurement, sextant is 0.1', altitude and position is between 1.5' and 3.0'.
  5. temporal determination takes a couple of minutes (using the most modern equipment) and ≤ 30 min (using classical equipment). [19]

The superiority of satellite navigation systems to astronomical navigation are currently undeniable, especially with the development and use of GPS/NAVSTAR. [19] This global satellite system

  1. enables automated three-dimensional positioning at any moment,
  2. automatically determines position continuously (every second or even more often),
  3. determines position independent of weather conditions (visibility and cloudiness),
  4. determines position in real time to a few meters (two carrying frequencies) and 100 m (modest commercial receivers), which is two to three orders of magnitude better than by astronomical observation,
  5. is simple even without expert knowledge,
  6. is relatively cheap, comparable to equipment for astronomical navigation, and
  7. allows incorporation into integrated and automated systems of control and ship steering. [19] The use of astronomical or celestial navigation is disappearing from the surface and beneath or above the surface of the earth.

Geodetic astronomy is the application of astronomical methods into networks and technical projects of geodesy for

    of stars, and their proper motions
  • precise astronomical navigation
  • astro-geodetic geoid determination and
  • modelling the rock densities of the topography and of geological layers in the subsurface using the stellar background (see also astrometry and cosmic triangulation)
  • Monitoring of the Earth rotation and polar wandering
  • Contribution to the time system of physics and geosciences

Astronomical algorithms are the algorithms used to calculate ephemerides, calendars, and positions (as in celestial navigation or satellite navigation).

Many astronomical and navigational computations use the Figure of the Earth as a surface representing the earth.

The International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS), formerly the International Earth Rotation Service, is the body responsible for maintaining global time and reference frame standards, notably through its Earth Orientation Parameter (EOP) and International Celestial Reference System (ICRS) groups.

Deep space Edit

le Deep Space Network, or DSN, is an international network of large antennas and communication facilities that supports interplanetary spacecraft missions, and radio and radar astronomy observations for the exploration of the solar system and the universe. The network also supports selected Earth-orbiting missions. DSN is part of the NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL).

Aboard an exploratory vehicle Edit

An observer becomes a deep space explorer upon escaping Earth's orbit. [20] While the Deep Space Network maintains communication and enables data download from an exploratory vessel, any local probing performed by sensors or active systems aboard usually require astronomical navigation, since the enclosing network of satellites to ensure accurate positioning is absent.


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