Astronomía

¿Qué conduce a un aumento de la opacidad en el mecanismo kappa?

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Entiendo que el mecanismo kappa (que conduce a la variabilidad de las estrellas) provoca un aumento de la opacidad al aumentar la temperatura en las zonas de ionización parcial. Sin embargo, no estoy seguro de entender qué causa el aumento de la opacidad con la temperatura.

Hasta hace poco, pensaba que el aumento de la opacidad se debía al aumento de la opacidad de Thompson debido al aumento de la fracción de ionización con la temperatura en las zonas de ionización parcial. Sin embargo, algunas cosas que leí sugirieron que esa no era la causa. Entonces quería preguntar, ¿cuál es la causa del aumento de la opacidad con la temperatura en las zonas de ionización parcial?


Es un poco sutil, lo clave que hace la ionización parcial es evitar que la temperatura cambie mucho. Lo que realmente desea es un aumento de densidad, no de temperatura. La razón por la que el mecanismo kappa es importante es que permite que se agregue calor al gas cuando se comprime y se elimine cuando el gas se expande, eso es lo que permite que se agregue energía a la pulsación. El calor se agrega cuando la opacidad es alta y se elimina cuando la opacidad es baja, por lo que necesita que la opacidad aumente cuando el gas se comprime y disminuya cuando el gas se expande.

Ahora, normalmente la opacidad disminuye cuando se comprime el gas, porque el aumento de temperatura causa ionización, lo que en realidad daña la opacidad del metal al reducir el número de electrones unidos (los electrones metálicos tienen mayor opacidad en general cuando están unidos, debido a resonancias, que cuando están libres, aunque el hidrógeno y el helio que teníamos en el Big Bang son una excepción que funciona al revés: en una estrella, la opacidad del metal suele ser importante y variable). Pero los aumentos en la densidad también tienden a producir más electrones metálicos unidos, por lo que hay una competencia allí en la que la temperatura generalmente gana y las estrellas son pulsantemente estables. Pero en las zonas de ionización parcial, los cambios de temperatura se reducen por los cambios de fase que consumen el exceso de energía, y eso le da al aumento de densidad el borde que permite que la opacidad aumente cuando se comprime el gas.


Semana 3 (9 / 8-10) RA 15 a 17 horas

Es hora de empezar a trabajar en el cielo. Repartí copias de las tablas de búsqueda para los objetos de puntuación la semana pasada. Asegúrate de llevarlos contigo al Observatorio. También me referiré a ellos durante la conferencia.

Osa Menor

Los límites nominales de Ursa Minor son de 13 a 18 horas. Prácticamente esto es irrelevante, ya que Ursa Minor es circumpolar para el hemisferio norte. De hecho, contiene la estrella polar (Polaris, alfa UMi) al final de su mango.

No hay objetos que puntúen en UMi pero, como ocupa el Polo Norte Celeste, es invaluable para orientarse por el cielo.

Corona Borealis

Los límites de Corona Borealis son de 15 a 16,5 horas. No hay objetos de puntuación en CrB, pero alfa CrB es una variable, y hay bastantes estrellas dobles. También hay un rico cúmulo de galaxias que son demasiado débiles para observarlas con telescopios pequeños.

Vale la pena mencionarlo aquí porque es relativamente fácil de distinguir, formando un arco compacto de estrellas a simple vista que puede ser útil para orientarse en esa parte del cielo.

Draco

Los límites de Draco son de aproximadamente 10 a aproximadamente 20 horas en un largo circuito serpenteante alrededor del Polo Norte Celeste. Casi rodea a la Osa Menor. No es una constelación prominente, pero las cuatro estrellas que forman la "cabeza del dragón" son conspicuas. Entonces, una vez que encuentres a Ursa Minor, colocar a Draco no es difícil.

Hay dos objetos de puntuación en Draco. Estos son los binarios csi y nu Draconis. nu Dra es el objetivo más fácil, ya que es parte de la cabeza del Dragón. csi Dra es un poco más difícil, pero se puede encontrar rastreando a lo largo del cuerpo del dragón o comenzando desde la copa del cazo pequeño (UMi).

Hércules

Los límites de Hércules son de aproximadamente 16 a 19 horas. Se encuentra al sur de la cabeza de Draco y al oeste de Corona Borealis. La característica más destacada de la constelación es la forma de "lápida" que se dice que forma la cabeza de Hércules.

Hay dos objetos de puntuación en Hércules. kappa Her es un sistema binario. Uno puede encontrar eso comenzando en la parte superior de la lápida, luego siguiendo esa línea hacia el sur hasta beta Her, luego enganchando hacia el este pasando gamma hasta kappa. El otro objeto es el cúmulo globular M13. M13 es un objetivo bastante fácil. Se encuentra a lo largo de la parte superior de la lápida, aproximadamente a un tercio del camino hacia el sur desde eta Her.

Serpentario

Serpens es confuso. Viene en dos piezas con Ophiuchus entre ellas. La parte occidental (RA de 15 a 16 horas) está justo al sur de Corona Borealis y tiene un asterismo distintivo en forma de pajarita que se dice que forma la cabeza de la serpiente. Desde allí, el cuerpo de la serpiente va hacia el sur, luego se envuelve hacia el este bajo Ophiuchus, luego regresa al norte / noreste (RA de 17:30 a 19 horas).

El único objeto que puntúa es el binario theta Ser, que se encuentra en el extremo más alejado de la cola de la serpiente, al oeste de Aquila.

Sagitario

Los límites de Sagitario están un poco al este de nuestra zona nominal (de 17:30 a 20:30 más o menos), pero está lo suficientemente al sur como para tener que observarlo bastante temprano en el semestre. Se encuentra al sureste de la parte oriental de Serpens, y se reconoce más fácilmente por el asterismo "tetera" que forma el núcleo de la constelación.

Hay dos objetos de puntuación en Sagitario: el cúmulo globular M22 y la región HII M8. M22 se encuentra justo al este de la punta de la tapa de la tetera. M8 (la nebulosa de la laguna) se puede encontrar comenzando en la estrella brillante del mango de la tetera, yendo a la punta de la tapa y luego continuando en la misma dirección. La estrella de la tapa está aproximadamente a la mitad de la distancia entre la estrella del mango y la nebulosa.

Botas

Bootes está justo al oeste de Corona Borealis (de 13:30 a 16 horas aproximadamente). No hay objetos que puntúen en Bootes, pero es una constelación útil para orientarse, ya que contiene a Arcturus, una de las estrellas más brillantes del cielo. En esta época del año, puedes ver a Arcturus en el oeste tan pronto como el cielo comienza a oscurecerse. Una vez que encuentre Bootes, puede usarlo como punto de partida para llegar a otras constelaciones.

Ofiuco

Ophiuchus (de aproximadamente 16 a 19 horas) es lo que envuelve Serpens. Se encuentra al sur de Herculus y al norte de Scorpius y Sagittarius. No hay objetos puntuables en Ophiuchus, aunque hay varios objetos Messier (M10, M12 y M14) en su cuerpo principal.

Escorpio

Como se señaló anteriormente, Scorpius (de 16 a 18 horas) está al sur de Ophiuchus y al oeste de Sagitario. No hay objetos que puntúen en Scorpius, pero es una constelación fácil de detectar si miras hacia el suroeste justo después de la puesta del sol. Tiene una gran cantidad de objetos Messier, pero está demasiado al oeste para que podamos usarlos en la lista de observación.

Scorpius también es digno de mención por ser una de las pocas constelaciones que realmente se parece a lo que se supone que representa. Un escorpión en este caso. Y casi todas las culturas que tienen escorpiones lo ven como uno. También contiene la estrella Antares. Antares es brillante, rojo y en la eclíptica. Por eso a menudo se lo ha confundido con Marte (Ares en la mitología griega).

Libra

Justo al sur de Serpens, Libra (de 14:30 a 16 horas) está al oeste de Scorpius. Será difícil encontrarlo antes de que se ponga en el cielo de la tarde. Y, como tal, no tenemos objetos de destino en Libra.

El cielo del sur

Incluí una MUY breve discusión de las constelaciones del sur en esta banda de RA. La parte norte de Lupus solo es visible en el horizonte sur en las primeras horas de la noche, pero eso es todo. Norma y Triangulum Australe están demasiado al sur para ver desde Mankato. Pero puede que algún día vayas a Chile.

Cefeo

Aunque está nominalmente al este de nuestro segmento actual (de 20 a 0 horas), ahora incluyo a Cepheus porque es otra constelación circumpolar. Así podrás verlo a lo largo del semestre. También incluye el objeto objetivo delta Cephei, el prototipo de las estrellas variables Cefeidas.

Cepheus está justo al este de Draco y se dice que representa una silla que mira hacia nosotros. La parte superior de la silla es la estrella más cercana al NCP. La estrella variable está en la esquina sureste de la silla. Publiqué un proyecto de observación que trata sobre el montaje de una curva de luz para delta Cephei en el transcurso del semestre.

Estrellas variables pulsantes

La historia de la astronomía de las estrellas variables pulsantes comienza con el descubrimiento de que omicron Ceti, también conocido como Mira - era una variable (

1600). Mira es el prototipo de una clase de objetos que ahora se conocen como variables de período largo (LPV). Los LPV son supergigantes AGB. Tienen largos períodos de variabilidad (100 a 1000 días) y grandes amplitudes de variabilidad (hasta

Aproximadamente 200 años después, se descubrió que la estrella delta Cephei era variable. Este es el prototipo de las estrellas variables Cefeidas. Estos objetos tienen períodos de unos pocos días hasta

100 días. Son supergigantes F-G.

Las cefeidas pueblan el extremo brillante de una zona en el diagrama H-R conocido como la Franja de Inestabilidad. Todas las estrellas que no son MS en la franja de inestabilidad son variables. La franja de inestabilidad es un locus que cubre un rango de temperatura bastante pequeño y el rango completo de luminosidad desde supergigantes hasta enanas blancas.

En la década de 1920, las observaciones detalladas de la variación periódica en magnitud, temperatura de la superficie (color), radio (a través de la ecuación de Stefan-Boltzmann) y velocidad radial (de los cambios Doppler) demostraron que la variabilidad de las cefeidas debe deberse a su estado físico. pulsación.

El hecho de que tal rango en los tipos estelares exhiba una fuerte pulsación en una región del diagrama H-R (la banda de inestabilidad) indica que debería haber un mecanismo físico subyacente responsable de la pulsación.

El trabajo de Arthur Eddington, en las décadas de 1920 y 1930, comenzó a resolver esto. La idea clave de Eddington fue tratar la pulsación como un problema termodinámico. En esencia, tratar a la estrella como una máquina térmica. Para impulsar los modos pulsantes en la envoltura de una estrella, debe haber una capa en la que la opacidad aumente bajo compresión.

Por lo general, esto no se sostiene en sobres estelares. La escala estándar de opacidad (Ley de Kramers):

indica que la opacidad debe disminuir bajo compresión, ya que tanto la densidad como la temperatura aumentan, pero predomina el aumento de temperatura.

El trabajo de varios teóricos en la década de 1950 llegó a la solución. Las capas en una envoltura estelar donde el hidrógeno y el helio cambian los estados de ionización (zonas parcialmente ionizadas o PIZ) pueden tener el comportamiento termodinámico requerido de aumentar la opacidad al aumentar la presión. Esto se debe a que la compresión del gas en estas capas aumenta la ionización relativa del gas, en lugar de aumentar la temperatura. Y la descompresión disminuye la ionización, liberando calor y manteniendo la temperatura estable.

Es decir, un PIZ es una capa en la que se está produciendo una transición de fase en el interior estelar. Si se agrega calor al hielo a 0 C, no se calienta. Se derrite. De todos modos, si se agrega calor a un gas que está apenas a una temperatura de ionización, el gas no se calienta. Ioniza.

El H-PIZ se produce a una temperatura de aproximadamente 10000 K, y el He-PIZ a aproximadamente 40000 K. Por lo tanto, estas capas se encuentran en el interior de todas las estrellas más frías que las estrellas O, y sin embargo, la pulsación es un proceso raro, que ocurre solo en un banda bastante estrecha de temperatura efectiva estelar. ¿Por qué?

7500 K, los PIZ ocurren lo suficientemente cerca de la superficie que el mecanismo kappa es incapaz de impulsar una cantidad suficiente de masa para que ocurra una pulsación significativa.

En estrellas más frías que alrededor de 5000 K, la capa convectiva es lo suficientemente profunda como para interrumpir los mecanismos impulsores de la pulsación.

El modelado teórico detallado indica que el He-PIZ es el dominante para impulsar la pulsación estelar. Esto se debe a que el He-PIZ ocurre más profundamente en la envoltura estelar y densidades mucho más altas que el H-PIZ.


Efectos terapéuticos y mecanicistas de la curcumina en la enfermedad de Huntington

Autor (es): Fabiana Labanca, Dipartimento di Scienze, Universitadella Basilicata, Viadell'Ateneo Lucano, 10 85100 Potenza (PZ), Italia Hammad Ullah, Departamento de Farmacia, Universidad de Nápoles Federico II, Nápoles, Italia Haroon Khan *, Departamento de Farmacia, Abdul Wali Khan Universidad Mardan, 23200, Pakistán Luigi Milella, Dipartimento di Scienze, Universitadella Basilicata, Viadell'Ateneo Lucano, 10 85100 Potenza (PZ), Italia Jianbo Xiao, Centro internacional de investigación para la nutrición y seguridad alimentaria, Universidad de Jiangsu, Zhenjiang 212013, China Zora Dajic -Stevanovic, Universidad de Belgrado, Facultad de Agricultura, Serbia Nemanjina 6, 11080 Belgrado, Serbia Resistencia inducida por Philippe Jeandet y bioprotección vegetal, Facultad de Ciencias Universidad de Reims Champaña-Ardenas, Reims Cedex 51687, Francia

Afiliación:

Nombre de la revista: Neurofarmacología actual

Volumen 19, Número 7, 2021




Gráficamente abstracto:

Resumen:

La curcumina es un nutracéutico derivado de las especias que ganó una gran atención debido a sus profundos valores medicinales. Altera una serie de vías moleculares, como el factor nuclear kappa, el potenciador de la cadena ligera de las células B activadas (NF - & # 954B), el transductor de señal y el activador de la transcripción 3 (STAT3), el factor 2 relacionado con el factor nuclear eritroide 2 ( Nrf2) y ciclooxigenasas-2 (COX-2), que lo convierten en una opción terapéutica potencial en el tratamiento de múltiples trastornos. También posee el potencial de prevenir la agregación de proteínas y, por lo tanto, proteger contra la degeneración de las neuronas en los trastornos neurodegenerativos, incluida la enfermedad de Huntington (EH). La EH es un trastorno autosómico dominante relacionado con la expresión génica alterada que conduce a un aumento en el tamaño de las repeticiones de trinucleótidos de citosina, adenina y guanina (CAG), ayuda en la agregación de proteínas en todo el cerebro y, por lo tanto, daña las neuronas. La regulación aguas arriba del estrés oxidativo y la cascada inflamatoria son dos factores importantes que impulsan la progresión de la EH. Las terapias disponibles simplemente suprimen la gravedad de los síntomas con una serie de efectos secundarios. La curcumina se dirige a múltiples mecanismos en el tratamiento o prevención de la EH, incluido el potencial antioxidante y antiinflamatorio, la quelación de iones metálicos, las alteraciones transcripcionales y la actividad de regulación positiva de los chaperones moleculares, proteínas de choque térmico (HSP). Al tener un perfil de seguridad favorable, la curcumina puede ser una opción terapéutica alternativa en el tratamiento de trastornos neurodegenerativos como la EH. Esta revisión se centrará en los aspectos mecanicistas de la curcumina en el tratamiento o la prevención de la EH y su potencial para detener la progresión de la enfermedad y abrirá nuevas dimensiones para agentes terapéuticos seguros y eficaces en la disminución de la EH.

Neurofarmacología actual

Título:Efectos terapéuticos y mecanicistas de la curcumina en la enfermedad de Huntington

VOLUMEN: 19 ASUNTO: 7

Autor (es):Fabiana Labanca, Hammad Ullah, Haroon Khan *, Luigi Milella, Jianbo Xiao, Zora Dajic-Stevanovic y Philippe Jeandet

Afiliación:Dipartimento di Scienze, Universitadella Basilicata, Viadell'Ateneo Lucano, 10 85100 Potenza (PZ), Departamento de Farmacia, Universidad de Nápoles Federico II, Nápoles, Departamento de Farmacia, Abdul Wali Khan University Mardan, 23200, Dipartimento di Scienze, Universitadella Basilicata, Viadell'Ateneo Lucano, 10 85100 Potenza (PZ), Centro Internacional de Investigación para la Nutrición y Seguridad Alimentaria, Universidad de Jiangsu, Zhenjiang 212013, Universidad de Belgrado, Facultad de Agricultura, Serbia Nemanjina 6, 11080 Belgrado, Resistencia Inducida y Bioprotección de Plantas, Facultad de Universidad de Ciencias de Reims Champaña-Ardenas, Reims Cedex 51687

Resumen:La curcumina es un nutracéutico derivado de las especias que ganó una gran atención debido a sus profundos valores medicinales. Altera una serie de vías moleculares, como el factor nuclear kappa, el potenciador de la cadena ligera de las células B activadas (NF - & # 954B), el transductor de señal y el activador de la transcripción 3 (STAT3), el factor 2 relacionado con el factor nuclear eritroide 2 ( Nrf2) y ciclooxigenasas-2 (COX-2), que lo convierten en una opción terapéutica potencial en el tratamiento de múltiples trastornos. También posee el potencial de prevenir la agregación de proteínas y, por lo tanto, proteger contra la degeneración de las neuronas en los trastornos neurodegenerativos, incluida la enfermedad de Huntington (EH). La EH es un trastorno autosómico dominante relacionado con la expresión génica alterada que conduce a un aumento en el tamaño de las repeticiones de trinucleótidos de citosina, adenina y guanina (CAG), ayuda en la agregación de proteínas en todo el cerebro y, por lo tanto, daña las neuronas. La regulación aguas arriba del estrés oxidativo y la cascada inflamatoria son dos factores importantes que impulsan la progresión de la EH. Las terapias disponibles simplemente suprimen la gravedad de los síntomas con una serie de efectos secundarios. La curcumina se dirige a múltiples mecanismos en el tratamiento o prevención de la EH, incluido el potencial antioxidante y antiinflamatorio, la quelación de iones metálicos, las alteraciones transcripcionales y la actividad de regulación positiva de los chaperones moleculares, proteínas de choque térmico (HSP). Al tener un perfil de seguridad favorable, la curcumina puede ser una opción terapéutica alternativa en el tratamiento de trastornos neurodegenerativos como la EH. Esta revisión se centrará en los aspectos mecanicistas de la curcumina en el tratamiento o la prevención de la EH y su potencial para detener la progresión de la enfermedad y abrirá nuevas dimensiones para agentes terapéuticos seguros y eficaces en la disminución de la EH.


3. Síntomas clínicos y datos del paciente

Los síntomas clínicos más comunes de la enfermedad COVID-19 son tos seca, fiebre y dificultad para respirar en la mayoría de los pacientes. Algunos pacientes también experimentan otros signos como dolor de garganta, dolor de cabeza, mialgia, fatiga y diarrea (Chen et al., 2020b Hui et al., 2020). En la fase inicial de la enfermedad, los pacientes pueden estar afebriles, presentando solo escalofríos y síntomas respiratorios. Aunque la mayoría de los casos parecen ser leves, todos los pacientes tienen nuevos signos pulmonares como opacidad pulmonar en vidrio deslustrado en la radiografía de tórax (Woo et al., 2010 Holshue et al., 2020). Los síntomas en pacientes con neumonía leve son fiebre, tos, dolor de garganta, cansancio, dolor de cabeza o mialgia (Yang et al., 2020). Obviamente, no muestran ninguno de los síntomas o complicaciones graves. Se informó que algunos pacientes tenían infección respiratoria superior (URI), opacidad parcheada bilateral en el pulmón (Chan et al., 2020a), disminución del número de glóbulos blancos o linfocitos (Zhou et al., 2020a) y aumento de ALT, AST, LDH, CK-MB, CRP y ESR en estas etapas de infección (Guan et al., 2020). Los pacientes con neumonía grave padecen síndrome de dificultad respiratoria aguda (SDRA) e hipoxemia refractaria. El nCoV-2019 puede causar una infección pulmonar grave, insuficiencia respiratoria, junto con daño y disfunción de órganos. En caso de disfunciones del sistema extrapulmonar, como alteraciones del sistema hematológico y digestivo, el riesgo de sepsis y choque séptico será grave, lo que provocará un aumento considerable de la tasa de mortalidad. Los hallazgos mostraron que la enfermedad es leve en la mayoría de los pacientes (81%) y solo unos pocos desarrollan neumonía grave, edema pulmonar, SDRA o daños en diferentes órganos con una tasa de moralidad de casos del 2,3%. En los niños, la infección generalmente se presenta con síntomas clínicos mucho más leves o incluso asintomáticos, en comparación con los adultos. Según estudios anteriores, las mujeres embarazadas no parecen tener una enfermedad grave, mientras que los pacientes mayores tienen un alto riesgo de desarrollar una enfermedad crítica (Chen et al., 2020b Yang et al., 2020). La Tasa de Casos Fatales (CFR) aumentó en el 50% de los pacientes mayores de 80 años con antecedentes de enfermedades crónicas, como hipertensión arterial, diabetes, enfermedades cardíacas, enfermedades respiratorias, enfermedades cerebrovasculares, trastornos del sistema endocrino, trastornos del sistema digestivo y cánceres. En la mayoría de los casos, la causa de muerte es insuficiencia respiratoria, shock séptico o insuficiencia de varios órganos (Chen et al., 2020b). De hecho, el aumento de la proteína C reactiva (PCR) es un factor importante de inmunidad deteriorada, caracterizada por linfopenia. Por lo tanto, es más probable que el SARS-CoV-2 afecte a las personas mayores con enfermedades crónicas debido a su función inmunológica más deficiente (Badawi y Ryoo, 2016). También se ha encontrado que Covid-19 infecta a más hombres (edad promedio de 55,5 años) que a mujeres (Badawi y Ryoo, 2016). Es probable que la menor susceptibilidad de las mujeres a las infecciones virales esté asociada con el papel protector del cromosoma X y las hormonas sexuales, que dan como resultado una respuesta inmune más fuerte al virus (Channappanavar et al., 2017). Los hallazgos de la tomografía computarizada de pacientes con COVID-19 revelaron que la mayoría de los casos tenían opacidades en vidrio esmerilado, que pueden manifestarse como un patrón de pavimento loco, neumonía organizada y distorsión arquitectónica. En las radiografías o la tomografía computarizada de tórax de los pacientes examinados, se encontró afectación unilateral o bilateral compatible con neumonía viral, y se observaron regiones de consolidación múltiples lobulillares y subsegmentarias bilaterales en los casos hospitalizados en la unidad de cuidados intensivos (Huang et al., 2020a Moxley et al., 2002 Lucia et al., 2020) (Fig.3).

Diagrama de compañeros para la confirmación de COVID-19.


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COVID-19 ha afectado a muchas instituciones y organizaciones de todo el mundo, interrumpiendo el progreso de la investigación. A través de este difícil momento APS y el Revisión física La oficina editorial está totalmente equipada y trabaja activamente para apoyar a los investigadores al continuar llevando a cabo todas las funciones editoriales y de revisión por pares y publicar investigaciones en las revistas, así como minimizar la interrupción del acceso a las revistas.

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Enanas blancas pulsantes: nuevos conocimientos

Las estrellas son objetos astronómicos extremadamente importantes que constituyen los pilares sobre los que se construye el Universo y, como tales, su estudio ha ganado un interés creciente a lo largo de los años. Las estrellas enanas blancas no son la excepción. De hecho, estas estrellas constituyen la etapa evolutiva final para más del 95% de todas las estrellas. La población galáctica de enanas blancas transmite una gran cantidad de información sobre varios temas fundamentales y son de vital importancia para estudiar la estructura, la evolución y el enriquecimiento químico de nuestra galaxia y sus componentes, incluida la historia de formación estelar de la Vía Láctea. Varios estudios importantes han enfatizado la ventaja de usar enanas blancas como relojes confiables para fechar una variedad de poblaciones estelares en el vecindario solar y en los cúmulos estelares más cercanos, incluidos los discos delgados y gruesos, el esferoide galáctico y el sistema de cúmulos globulares y abiertos. . Además, las enanas blancas son trazadoras de la evolución de los sistemas planetarios a lo largo de varias fases de la evolución estelar. No menos relevante que estas aplicaciones, el estudio de la materia a altas densidades se ha beneficiado de nuestro conocimiento detallado sobre las propiedades evolutivas y de observación de las enanas blancas. En este sentido, las enanas blancas se utilizan como laboratorios para la física de astropartículas, estando su interés centrado en la física más allá del modelo estándar, es decir, la física de neutrinos, la física de axiones y también la radiación de “dimensiones extra”, e incluso la cristalización. La última década ha sido testigo de un gran progreso en el estudio de las enanas blancas. En particular, una gran cantidad de información de estas estrellas de diferentes estudios nos ha permitido hacer una comparación significativa de los modelos evolutivos con las observaciones. Si bien cierta información como la composición química de la superficie, la temperatura y la gravedad de las enanas blancas aisladas se puede inferir de la espectroscopía, y la masa total y el radio también se pueden derivar cuando están en binarios, la estructura interna de estas estrellas compactas solo puede ser revelada por por medio de astrosismología, un enfoque basado en la comparación entre los períodos de pulsación observados de estrellas variables y los períodos predichos por modelos teóricos apropiados. Las técnicas astrosismológicas nos permiten inferir detalles de la estratificación química interna, la masa total e incluso el perfil de rotación estelar. En esta revisión, primero revisamos los canales evolutivos actualmente aceptados que conducen a la formación de estrellas enanas blancas, y luego, damos una descripción detallada de los diferentes subtipos de enanas blancas pulsantes conocidos hasta ahora, enfatizando la reciente observación y avances teóricos en el estudio de estas fascinantes estrellas variables.

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Contexto: Las observaciones sugieren que existe una relación entre el mecanismo impulsor de las pulsaciones de las estrellas roAp y la distribución de elementos pesados ​​en estas estrellas. Objetivos: Intentamos estudiar los efectos de las variaciones de metalicidad locales y globales sobre el mecanismo de excitación de los modos p de alto orden en modelos de estrella A. Métodos: Desarrollamos modelos evolutivos estelares para describir estrellas magnéticas A con diferente metalicidad global o perfiles de acumulación de metales locales. Estos modelos se calcularon con CLES (`` Code Liègeois d & # 039évolution stellaire & # 039 & # 039), y la estabilidad de nuestros modelos se evaluó con el código de oscilación no adiabática MAD. Resultados: Nuestros modelos reproducen el borde azul de la franja de inestabilidad de la estrella roAp, pero generan un borde rojo más caliente que el observado, independientemente de la metalicidad. Sorprendentemente, encontramos que un aumento en la opacidad dentro de la región de conducción puede producir una menor cantidad de conducción, a lo que nos referimos como el `` mecanismo kappa inverso & # 039 & # 039


¿Qué conduce a un aumento de la opacidad en el mecanismo kappa? - Astronomía

Para mejorar la eficiencia energética y la resistencia de las tecnologías de memoria magnética, es deseable un mecanismo controlado por voltaje. El efecto de control de voltaje de la anisotropía magnética (VCMA) en las pilas de MgO es una opción prometedora, sin embargo, su fuerza es demasiado baja para aplicaciones de memoria. Reemplazar la capa estándar de MgO por un óxido con una permitividad κ más alta puede ayudar a mejorar la resistencia de VCMA. Demostramos un efecto VCMA hasta ξ = 75 fJ / Vm a temperatura ambiente en una bicapa de Co ∖ Pt cultivada en una capa atómica depositada (ALD) de alto κ SrTiO 3 (STO). Después de tratar la superficie de STO con isopropanol, se observa una fina capa interfacial de CoO x, lo que permite VCMA. Al enfriarse desde la temperatura ambiente a 200 K, la fuerza del efecto VCMA aumenta en un factor de dos. Este aumento es incompatible con la dependencia esperada de la temperatura de Arrhenius para un efecto iónico y, por lo tanto, argumentamos que el efecto VCMA observado es electrónico. El VCMA electrónico es deseable para una resistencia de memoria adecuada y, por lo tanto, el enfoque propuesto aquí tiene un gran potencial para las aplicaciones.


INTRODUCCIÓN

Las supernovas de tipo Ia (SNe Ia) se utilizan con éxito como indicadores de distancia cosmológica, porque tienen una alta luminosidad a la luz máxima (Betoule et al.2014 Scolnic et al.2018 Abbott et al.2019). También es importante que esta luminosidad pueda "estandarizarse", es decir, reducirse al mismo valor. Una relación empírica entre la luminosidad de SNe a máxima luz y la forma de sus curvas de luz se publicó por primera vez en Rust (1974) y Pskovskii (1977, 1984). Con una pequeña muestra de SNe se demostró en estos artículos que el brillo de la SNe Ia más luminosa declina más lentamente después del máximo, es decir, la curva de luz parece más amplia. Posteriormente, se encontró que la luminosidad de SNe Ia también depende de su color (Hamuy et al. 1996 Tripp 1998). Se han desarrollado varios métodos y modelos de estandarización de SN hasta la fecha, con ( Delta m_ <15> ) (Phillips 1993 Phillips et al. 1999), SALT2 (Guy et al. 2007), SNEMO (Saunders et al. 2007). ), y los métodos SUGAR (Léget et al.2020) están entre ellos.

Hay varios escenarios para la explosión de SNe Ia. Por lo general, esta es la explosión termonuclear de una enana blanca C – O cuya masa excedió la de Chandrasekhar como resultado de la acreción (mecanismo de Schatzman Whelan e Iben 1973 Hachisu et al. 1996) o la fusión de dos enanas blancas con una masa total mayor que el límite de estabilidad (Iben y Tutukov 1984 Webbink 1984). Para explicar toda la variedad de subtipos observados de SN Ia (similar a 91bg, Iax, similar a 91T, similar a 03fg, etc.), existen algunos escenarios alternativos, como el escenario sub-Chandrasekhar generalmente asociado con explosiones débiles o el súper -Chandrasekhar uno para eventos más luminosos (Polin et al.2019 Hachisu et al.2012 Fink et al.2018 Hsiao et al.2020). Es importante enfatizar que aún no se sabe cuál de los escenarios se realiza en la naturaleza y si varios de ellos funcionan, entonces en qué proporción.

SNe Ia permitió descubrir la expansión acelerada del Universo (Riess et al. 1998 Perlmutter et al. 1999) o, más precisamente, la necesidad de introducir el término lambda o energía oscura en los modelos cosmológicos. Este descubrimiento se confirmó posteriormente sobre la base de WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, Spergel et al. 2003) y Planck (Planck Collaboration 2014, 2020) mediciones de anisotropía de fondo de microondas cósmico, así como oscilaciones acústicas bariónicas (Anderson et al. 2014). Para obtener más detalles sobre el estado actual de la teoría y las observaciones de la expansión acelerada del Universo, consulte la revisión de Blinnikov y Dolgov (2019).

En los últimos años se ha encontrado una discrepancia entre los parámetros de Hubble-Lemaître deducidos por varios métodos (Verde et al. 2019). Por ejemplo, el siguiente parámetro de Hubble-Lemaître se infiere midiendo las distancias desde SNe Ia (Riess et al. 2019):

mientras que los datos de Planck (Planck Collaboration 2020) dan

Por tanto, la diferencia entre las dos escalas de distancia es (< sim> 10 \% ). Para entender por qué surge la discrepancia en los valores del parámetro Hubble-Lemaître, es necesario investigar a fondo la naturaleza de los posibles errores sistemáticos en ambos enfoques (Kowalski et al. 2008 Planck Collaboration 2016 Riess et al. 2016 Freedman et al. 2019).

Las curvas de luz son una fuente importante de información sobre la estrella progenitora SN y los detalles de la explosión. Hay varias formas de describir las curvas de luz de SNe Ia: el enfoque analítico (Arnett 1979), el enfoque semi-analítico (Sukhbold 2019) y mediante simulaciones numéricas (STELLA, Blinnikov et al.2019 LUCY, Lucy 2005 TARDIS, Kerzendorf y Sim 2014 SEDONA, Kasen et al.2006 ARTIS, Kromer y Sim 2009). Todos estos enfoques, de una forma u otra, enfrentan la necesidad de calibrar las curvas de luz y requieren ciertas suposiciones sobre el patrón de propagación de la radiación a través de la eyección de SN. Además, no siempre es posible determinar con precisión la opacidad que afecta drásticamente la forma de la curva de luz.

En este artículo usamos propiedades observacionales de las curvas de luz SN Ia, como la ley de Pskovskii-Phillips, para encontrar restricciones en las soluciones hidrodinámicas obtenidas a través de simulaciones STELLA. Como resultado, utilizando una muestra limitada de modelos que describen mejor el SNe real, consideramos la relación entre la opacidad del SNe y los tiempos característicos en la curva de luz.


Afiliaciones

Departamento de Ciencias Atmosféricas y Planetarias, Universidad de Hampton, Hampton, VA, EE. UU.

Laboratorio de propulsión a chorro de la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio, Instituto de Tecnología de California, Pasadena, CA, EE. UU.

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

Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial, Universidad de Colorado en Boulder, Boulder, CO, EE. UU.

Departamento de Física y Astronomía, Universidad de Iowa, Iowa City, IA, EE. UU.

Ciencia sinóptica, Altadena, CA, EE. UU.

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Contribuciones

N.G.H. y A.K. concibió y diseñó el estudio con aportes de M.S.C. N.G.H. diseñó y analizó los diagnósticos de flujo de polvo y vapor de agua y analizó la información de vapor de agua inferida. ALASKA. designed the inferred water vapour diagnosis. J.S.H. processed and interpreted hydrogen corona observations from MAVEN. All authors assisted N.G.H. with the preparation of the manuscript.

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