Nebulosas planetarias

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Características físicas comparativas de nebulosas planetarias con estrellas centrales ricas y pobres en hidrógeno /

Características físicas comparativas de nebulosas planetarias con estrellas centrales ricas y pobres en hidrógeno /

cencia, donde los fotones producidos por un ion coinciden con la transición de otro. Finalmente, las NP también emiten un continuo de radiación en todo el rango de longitudes de onda, desde el ultravioleta lejano hasta el radio. La causa de esta emisión en la región del óptico es principalmente la interacción entre electrones e iones tanto del hidrógeno como del helio (transiciones libre-ligado, libre-libre y el continuo de dos fotones). Un tratamiento mucho más detallado de la emisión de energía, tanto de líneas como del continuo en las nebulosas planetarias, puede verse en Pottasch (1984). Por otra parte, el continuo correspondiente a la región del infra- rrojo lejano no puede ser explicado por procesos relativos a los átomos de hidrógeno o helio. El sorprendente aumento en la emisión nebular que se observa a partir de los 8 µ m y que tiene su máximo en los 40 µ m se debe a la emisión térmica del polvo. Yendo hacia longitudes de onda mayores, el espectro en radiofrecuencias de las NP es una importante fuente de información ya que, a estas frecuencias, las NP son ópticamente delgadas. El continuo nebular es casi enteramente el resultado de transiciones libre-libre originadas por el paso cercano de un electrón a un protón o a un ion de helio. El modelado de esta emisión se ajusta muy bien a las observaciones; la emisión de la NP se ajusta a él a partir de la longitud de onda de 1000 µ .

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Espectroscopía de campo integral de nebulosas planetarias : observaciones MUSE-VLT de IC418

Espectroscopía de campo integral de nebulosas planetarias : observaciones MUSE-VLT de IC418

M´ as de 250 a˜ nos despu´ es de que Charles Messier observara por primera vez la nebulosa Dumbbell, M27 (Figura 1.1), el 12 de julio de 1764, las Nebulosas Planetarias (NPs) siguen intrigando, a la vez que maravillando, a astr´ onomos provenientes de diversas l´ıneas de investigaci´ on (Zijlstra, 2015). Fue William Huggins, el 29 de agosto de 1864, el primero en obtener un espectro de la nebulosa Ojo de Gato y revelar la verdadera naturaleza de estos objetos (Huggins y Miller, 1864). Han pasado 150 a˜ nos desde que Huggins escribiera “El acertijo de las nebulosas ha sido resuelto. La respuesta, que hab´ıa llegado a nosotros en la luz misma, dice: no es un aglomerado de estrellas, sino un gas luminoso” (Moore, 2007), marcando el comienzo del estudio de las Nebulosas Planetarias como una c´ ascara de gas ionizado en expansi´ on. A´ un hoy contin´ uan existiendo muchos aspectos elementales de estos objetos que desconciertan a los investigadores.

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Las nebulosas planetarias: una etapa espectacular en la evolución de las estrellas

Las nebulosas planetarias: una etapa espectacular en la evolución de las estrellas

de enriquecimiento del medio interestelar, aunque lo hacen principalmente con helio, carbono y nitrógeno fresco. La contribución por cada una de estas estrellas es muy modesta, sin embargo éstas son mucho más numerosas que las supernovas, por lo que su efecto neto es importante. Se considera que la contribución de la modificación de helio, y carbono es de cerca del 50%, debido a las supernovas y otro tanto debido a las nebulosas planetarias, en tanto que estas últimas han producido el 80% del nitrógeno del Universo.

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El análisis de nebulosas planetarias: una secuencia didáctica aplicada con profesores de física en formación

El análisis de nebulosas planetarias: una secuencia didáctica aplicada con profesores de física en formación

Otra característica del espectro de una nebulosa planetaria es que presenta otro tipo de líneas espectrales conocidas como líneas prohibidas, que son aquellas producidas por transiciones de energías no permitidas normalmente por la reglas de la Mecánica Cuántica, esto no quiere decir que la transición no pueda generarse (ocurre de manera espontánea), sino que este tipo de transiciones son poco comunes, generalmente ocurre en sistemas físicos caracterizados por densidades muy bajas. Las transiciones de líneas prohibidas se escriben entre paréntesis cuadrados, por ejemplo [OIII] o [SII], y son las encargadas de garantizar el equilibrio energético en las regiones HII. La mayoría de líneas de emisión observadas en las nebulosas planetarias son líneas prohibidas, que se encuentran asociadas con una longitud de onda determinada, se caracterizan teniendo en cuenta el símbolo químico estándar de la tabla periódica (por ejemplo, H = hidrógeno, N = nitrógeno, Ne = neón), el estado de ionización se indica mediante un numero romano, teniendo en cuenta: I = neutro, II= Ionizado, III= doblemente ionizado; por ejemplo OII significa oxigeno ionizado.

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Líneas de control en nebulosas planetarias

Líneas de control en nebulosas planetarias

Por otro lado, no debemos olvidarnos que trabajamos con NPs est´ andares en flujo, es decir, objetos que son compactos; esto significa que al tomar un espectro de estas nebulosas, inevitablemente se est´ a tomando, adem´ as, un espectro de la estrella cen- tral. Esto genera, que al medir el flujo nebular de alguna l´ınea, se est´ a midiendo junto con ella el flujo de la l´ınea de absorci´ on producida por la estrella central. La Figu- ra 3.12 representa algunos modelos de ajustes, para medir l´ıneas de emisi´ on nebular y de absorci´ on estelar, para ejemplificar este efecto. Este problema no est´ a presente en NPs extensas, en donde puede separarse la parte nebular de la estelar. En la Figura 3.11 se realiza una comparaci´ on entre una NP compacta y una extendida, y la posible forma de evitar este efecto en la extendida ubicando la ranura adecuada- mente.

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Reconocimiento de patrones en imágenes no visibles: expresiones faciales y nebulosas planetariasPattern recognition for non-visible imagery: face expression recognition in thermal imagery and morpho-kinematic classification of planetary nebulae

Reconocimiento de patrones en imágenes no visibles: expresiones faciales y nebulosas planetariasPattern recognition for non-visible imagery: face expression recognition in thermal imagery and morpho-kinematic classification of planetary nebulae

Son escasos los art´ıculos publicados en el rubro de clasificaci´on autom´atica de nebulosas planetarias. No obstante, las t´ecnicas computacionales de reconocimiento han sido empleadas ampliamente para la clasificaci´on de otros objetos c´omo las galaxias y los qu´asares. Existe un n´umero reducido de NPs en relaci´on con el n´umero de galaxias y estrellas observadas. La literatura reporta que existen aproximadamente 2500 NPs observadas en nuestra galaxia (Miszalski et al., 2008). Sin embargo, con el desarrollo de nuevos telescopios, terrestres y espaciales, se espera encontrar un n´umero sustancial de NPs, en nuestra galaxia y en otras, y los procesos autom´aticos para su eventual clasificaci´on ser´an de gran impacto en esta co- munidad. Por ejemplo, el sat´elite GAIA, construido por la Agencia Espacia Europea (ESA) tiene como objetivo efectuar un mapa tridimensional de nuestra galaxia, la V´ıa L´actea, con m´as de 1000 millones de estrellas y descubrir un n´umero “astron´omico” de otros objetos, tiene planeado ser lanzado en el 2012. El telescopio de 30 mts., proyectado por una asocia- ci´on de Universidades Estadounidenses y Canadienses, es un telescopio ´optico terrestre cuya tecnolog´ıa alcanzar´a a “ver m´as profundo” que cualquier otro telescopio y se espera que su “primera luz” sea en el 2017. Es aqu´ı, en donde radica la importancia de los procesos au- tom´aticos de reconocimiento de patrones y en especial los de reconocimiento y clasificaci´on de NPs. Dichos procesos coadyuvaran en el desarrollo cient´ıfico que se espera adquirir.

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Estudio de clasificación morfológica de la emisión infrarroja de nebulosas de Wolf-Rayet

Estudio de clasificación morfológica de la emisión infrarroja de nebulosas de Wolf-Rayet

H oy en día se conoce que las nebulosas Wolf-Rayet tienen emisión en longi- tudes de onda de radio (Arnal & Cappa, 1996; Arnal et al., 1999; Cappa et al., 2002, 2008, 2009), infrarrojas (van Buren & McCray, 1988; Flagey et al., 2011; Gvaramadze et al., 2010; Mauerhan et al., 2010; Stringfellow et al., 2012; Wachter et al., 2010, 2011), ópticas (Chu, 1982; Chu et al., 1983; Fernández- Martín et al., 2012; Gruendl et al., 2000; Stock & Barlow, 2010; Treffers & Chu, 1982) y de rayos-x (Bochkarev, 1988; Chu et al., 2003; Toalá et al., 2012, 2015; Wrigge et al., 1994; Wrigge, 1999; Wrigge & Wendker, 2002; Wrigge et al., 2005; Zhekov & Park, 2011). Sin embargo en las primeras imágenes de Spitzer se hizo notar a ojo (Wachter et al., 2010) que la banda de 24 µm presentaba morfologías muy marcadas en algunas partes. Esto apuntaba a que el polvo en la nebulosa, que absorbe la radiación UV de la estrella central, es eficiente re-emitiendo la radiación a longitudes de onda alrededor de los 20 µm.

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Conceptos Numéricos

Conceptos Numéricos

Explora las órbitas planetarias, los ritmos circadianos, la dilatación del tiempo, los agujeros de gusano intergalácticos y otros fenómenos que cuantifican el tiempo. Descubre cómo los mayas dependían de las matemáticas, los números racionales en el contexto de la física, los números complejos en el mundo real y los logaritmos y exponentes en la naturaleza.

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G LOSARIO DET ÉRMINOS:L EY DELT

G LOSARIO DET ÉRMINOS:L EY DELT

CÓDIGO SOLAR-GALÁCTICO 0-19: (a) Cuenta vigesimal en su orden matricial radial, en donde todos los pares complementarios suman 19. Base del orden matemático del Tzolkin, en el que el 19 es la constante inviolable e invariable. (b) Clave del descubrimiento del Dr. Rashad Khalifa del código matemático del 19 del Corán, expresada por la pista “Sobre él está el diecinueve”. (Corán: 74:30). (c) En el Holón Interplanetario (heliosfera), circulación de información galáctica desde y hacia el Sol a través de diez órbitas planetarias; cada órbita planetaria lleva un número codificado de inhalación (galáctica) y exhalación (solar) asociado con dos de los 20 sellos solares; la suma de los números codificados emparejados es siempre diecinueve, y los pares forman Kin análogos.

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Astronomía en la Granada musulmana

Astronomía en la Granada musulmana

Aunque en un principio los astrónomos árabes se limitaran a traducir, comentar y difundir la obra de Tolomeo, así como a calcular las efemérides planetarias, sin plantearse tan siquiera la existencia real de los epiciclos y deferentes o de las esferas, en el siglo XII se inicia una marcada tendencia crítica hacía la astronomía griega, en la que jugaron un papel relevante los astrónomos y filósofos andalusíes, con la limi- tación impuesta por la tradición aristotélica. No obstante el despegue de la astrono- mía árabe ya había alcanzado su cenit en Bagdad, a finales del siglo VIII y principios del IX, con el califa al-Ma’m ã n (786-833) 4 . Su interés por traducir los manuscritos

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Estrellas evolucionadas con planetas : abundancias químicas y propiedades planetarias

Estrellas evolucionadas con planetas : abundancias químicas y propiedades planetarias

Los relevamientos de b´ usqueda de planetas alrededor de estrellas evolucionadas per- miten estudiar la frecuencia de planetas alrededor de estrellas m´ as masivas. Los resul- tados de estos programas de b´ usqueda combinados con aqu´ ellos que buscan planetas en estrellas de masa baja, indican que la frecuencia de planetas aumenta con la masa estelar, sugiriendo que este par´ ametro tambi´ en tiene un papel preponderante en la for- maci´ on de planetas gigantes. De los casi 500 planetas detectados por velocidad radial hasta la fecha, aproximadamente 120 orbitan alrededor de estrellas evolucionadas (es- trellas subgigantes y gigantes). Esto ha permitido investigar tambi´ en si la correlaci´ on planeta-metalicidad encontrada para las estrellas de secuencia principal se mantiene para aqu´ ellas evolucionadas. Los pocos estudios que han analizado la metalicidad de las subgigantes coinciden en que se mantiene la tendencia encontrada en las estrellas de secuencia principal. Sin embargo, en el caso de las estrellas gigantes, los resulta- dos han sido m´ as dispares o controvertidos. M´ as a´ un, el estudio de las abundancias qu´ımicas de otros elementos, adem´ as del hierro, y la exploraci´ on de sus relaciones con las propiedades planetarias cuenta con varios antecedentes en estrellas de secuencia principal con planetas, pero se ha realizado s´ olo ocasionalmente en estrellas evolu- cionadas con planetas. Este tipo de estudio puede proveer informaci´ on valiosa acerca de los elementos que podr´ıan tener un papel importante en el proceso de formaci´ on planetaria.

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Características vibratorias de transmisiones planetarias de una etapa

Características vibratorias de transmisiones planetarias de una etapa

En su aplicación a transmisiones planetarias, el monitoreo de condiciones basado en el análisis de vibraciones no ha otorgado resultados favorables. Una de las principales causas es la inadecuada interpretación del espectro de las vibraciones. La estructura de las líneas presentes en el espectro de las vibraciones medidas en la parte externa del anillo de una transmisión planetaria sin fallas, está estrechamente relacionada con la geometría de la transmisión. Por esta razón, es posible encontrar distintas estructuras espectrales para distintas transmisiones planetarias. Para explicar este fenómeno, en este trabajo se presenta un modelo de las vibraciones para una transmisión planetaria de una etapa. El modelo es realizado en el dominio tiempo, y analizado en el dominio frecuencia mediante el uso de la transformada de Fourier. Se muestra que algunas transmisiones planetarias con distintas geometrías presentan estructuras espectrales similares. Basado en esto, se propone una clasificación de las transmisiones planetarias en cuatro grupos, presentándose las características del espectro de cada uno de ellos. La clasificación propuesta permite una rápida estimación de la estructura del espectro esperado de las vibraciones de cualquier transmisión planetaria de una etapa. De esta forma, se espera contribuir a mejorar los resultados del monitoreo de condiciones en transmisiones planetarias.

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Transporte de radiación gamma en atmósferas planetarias

Transporte de radiación gamma en atmósferas planetarias

Los Brotes de Rayos Gamma provenientes de diversas fuentes astronómicas envían poderos flujos de radiaciones gamma al espacio. En este trabajo consideramos que en uno de estos brotes se envía un flujo inicial de 10kJm -2 y 100kJm -2 al tope de atmósferas planetarias como la Tierra, Martes y Venus considerados dentro de la zona habitable en el sistema solar. Se ha calculado el transporte de esta energía utilizando un modelo de capas atmosféricas y utilizando la ecuación de atenuación de la radiación de Lambert-Beer en cada planeta, así como la deposición de energías por capas. Este estudio revela que las atmósferas pueden mostrar un comportamiento similar como es el caso de la Tierra y de Venus que logran absorber toda la radiación incidente lo cual los hacen planetas potenciales para el desarrollo de la vida bajo el criterio de tener escudos contra las fuertes radiaciones. En el caso de la atmósfera marciana se puede observar que solo es absorbido un 5% de la radiación incidente lo cual lo hace un planeta desprotegido frente a los mencionados flujos. Aquí hemos establecido además los pasos iniciales para comenzar el estudio de la influencia de estas energías en la dinámica del ozono estratosférico la cual no pudo ser estimada por un problema matemático conocido como stiffness.

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