934 resultados para COOL STARS
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Le but de cette thèse est de raffiner et de mieux comprendre l'utilisation de la méthode spectroscopique, qui compare des spectres visibles de naines blanches à atmosphère riche en hydrogène (DA) à des spectres synthétiques pour en déterminer les paramètres atmosphériques (température effective et gravité de surface). Notre approche repose principalement sur le développement de modèles de spectres améliorés, qui proviennent eux-mêmes de modèles d'atmosphère de naines blanches de type DA. Nous présentons une nouvelle grille de spectres synthétiques de DA avec la première implémentation cohérente de la théorie du gaz non-idéal de Hummer & Mihalas et de la théorie unifiée de l'élargissement Stark de Vidal, Cooper & Smith. Cela permet un traitement adéquat du chevauchement des raies de la série de Balmer, sans la nécessité d'un paramètre libre. Nous montrons que ces spectres améliorés prédisent des gravités de surface qui sont plus stables en fonction de la température effective. Nous étudions ensuite le problème de longue date des gravités élevées pour les DA froides. L'hypothèse de Bergeron et al., selon laquelle les atmosphères sont contaminées par de l'hélium, est confrontée aux observations. À l'aide de spectres haute résolution récoltés au télescope Keck à Hawaii, nous trouvons des limites supérieures sur la quantité d'hélium dans les atmosphères de près de 10 fois moindres que celles requises par le scénario de Bergeron et al. La grille de spectres conçue dans ces travaux est ensuite appliquée à une nouvelle analyse spectroscopique de l'échantillon de DA du SDSS. Notre approche minutieuse permet de définir un échantillon plus propre et d'identifier un nombre important de naines blanches binaires. Nous déterminons qu'une coupure à un rapport signal-sur-bruit S/N > 15 optimise la grandeur et la qualité de l'échantillon pour calculer la masse moyenne, pour laquelle nous trouvons une valeur de 0.613 masse solaire. Finalement, huit nouveaux modèles 3D de naines blanches utilisant un traitement d'hydrodynamique radiative de la convection sont présentés. Nous avons également calculé des modèles avec la même physique, mais avec une traitement standard 1D de la convection avec la théorie de la longueur de mélange. Un analyse différentielle entre ces deux séries de modèles montre que les modèles 3D prédisent des gravités considérablement plus basses. Nous concluons que le problème des gravités élevées dans les naines blanches DA froides est fort probablement causé par une faiblesse dans la théorie de la longueur de mélange.
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Encephalopathy, brain edema and intracranial hypertension are neurological complications responsible for substantial morbidity/mortality in patients with acute liver failure (ALF), where, aside from liver transplantation, there is currently a paucity of effective therapies. Mirroring its cerebro-protective effects in other clinical conditions, the induction of mild hypothermia may provide a potential therapeutic approach to the management of ALF. A solid mechanistic rationale for the use of mild hypothermia is provided by clinical and experimental studies showing its beneficial effects in relation to many of the key factors that determine the development of brain edema and intracranial hypertension in ALF, namely the delivery of ammonia to the brain, the disturbances of brain organic osmolytes and brain extracellular amino acids, cerebro-vascular haemodynamics, brain glucose metabolism, inflammation, subclinical seizure activity and alterations of gene expression. Initial uncontrolled clinical studies of mild hypothermia in patients with ALF suggest that it is an effective, feasible and safe approach. Randomized controlled clinical trials are now needed to adequately assess its efficacy, safety, clinical impact on global outcomes and to provide the guidelines for its use in ALF.
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Ce mémoire présente une analyse photométrique et spectroscopique d'un échantillon de 16 naines blanches magnétiques froides riches en hydrogène. L'objectif principal de cette étude est de caractériser leurs propriétés atmosphériques et magnétiques afin d'obtenir une vision d'ensemble représentative de cette population d'étoiles. Pour ce faire, il a fallu réunir le plus d'information possible sur toutes les candidates sous la forme de spectres visibles à haut signal-sur-bruit et de données photométriques. Il a également été nécessaire de mettre à jour les modèles d'atmosphère de Bergeron et al. (1992) à l'aide des avancées réalisées par Tremblay & Bergeron (2009). Les paramètres atmosphériques de chacune des étoiles ont ensuite été déterminés en modélisant les distributions d'énergie photométriques observées tandis que la topologie et l'intensité du champ magnétique ont été obtenues en comparant des spectres synthétiques magnétiques au profil d'absorption Zeeman autour de H-alpha. Qui plus est, un processus de déconvolution combinant ces deux approches a aussi été créé afin de traiter adéquatement les systèmes binaires présents dans l'échantillon. Les résultats de ces analyses sont ensuite exposés, incluant une discussion sur la possible corrélation entre les paramètres atmosphériques et les propriétés magnétiques de ces naines blanches. Finalement, cette étude démontre que les données spectroscopiques de la majorité de ces étoiles peuvent uniquement être reproduites si ces dernières se trouvent dans un système binaire composé d'une seconde naine blanche. De plus, les résultats suggèrent que le champ magnétique de ces naines blanches froides ne peut pas être d'origine fossile et doit être généré par un mécanisme physique devant encore être identifié.
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Les étoiles naines blanches représentent la fin de l’évolution de 97% des étoiles de notre galaxie, dont notre Soleil. L’étude des propriétés globales de ces étoiles (distribution en température, distribution de masse, fonction de luminosité, etc.) requiert l’élaboration d’ensembles statistiquement complets et bien définis. Bien que plusieurs relevés d’étoiles naines blanches existent dans la littérature, la plupart de ceux-ci souffrent de biais statistiques importants pour ce genre d’analyse. L’échantillon le plus représentatif de la population d’étoiles naines blanches demeure à ce jour celui défini dans un volume complet, restreint à l’environnement immédiat du Soleil, soit à une distance de 20 pc (∼ 65 années-lumière) de celui-ci. Malheureusement, comme les naines blanches sont des étoiles intrinsèquement peu lumineuses, cet échantillon ne contient que ∼ 130 objets, compromettant ainsi toute étude statistique significative. Le but de notre étude est de recenser la population d’étoiles naines blanches dans le voisinage solaire a une distance de 40 pc, soit un volume huit fois plus grand. Nous avons ainsi entrepris de répertorier toutes les étoiles naines blanches à moins de 40 pc du Soleil à partir de SUPERBLINK, un vaste catalogue contenant le mouvement propre et les données photométriques de plus de 2 millions d’étoiles. Notre approche est basée sur la méthode des mouvements propres réduits qui permet d’isoler les étoiles naines blanches des autres populations stellaires. Les distances de toutes les candidates naines blanches sont estimées à l’aide de relations couleur-magnitude théoriques afin d’identifier les objets se situant à moins de 40 pc du Soleil, dans l’hémisphère nord. La confirmation spectroscopique du statut de naine blanche de nos ∼ 1100 candidates a ensuite requis 15 missions d’observations astronomiques sur trois grands télescopes à Kitt Peak en Arizona, ainsi qu’une soixantaine d’heures allouées sur les télescopes de 8 m des observatoires Gemini Nord et Sud. Nous avons ainsi découvert 322 nouvelles étoiles naines blanches de plusieurs types spectraux différents, dont 173 sont à moins de 40 pc, soit une augmentation de 40% du nombre de naines blanches connues à l’intérieur de ce volume. Parmi ces nouvelles naines blanches, 4 se trouvent probablement à moins de 20 pc du Soleil. De plus, nous démontrons que notre technique est très efficace pour identifier les étoiles naines blanches dans la région peuplée du plan de la Galaxie. Nous présentons ensuite une analyse spectroscopique et photométrique détaillée de notre échantillon à l’aide de modèles d’atmosphère afin de déterminer les propriétés physiques de ces étoiles, notamment la température, la gravité de surface et la composition chimique. Notre analyse statistique de ces propriétés, basée sur un échantillon presque trois fois plus grand que celui à 20 pc, révèle que nous avons identifié avec succès les étoiles les plus massives, et donc les moins lumineuses, de cette population qui sont souvent absentes de la plupart des relevés publiés. Nous avons également identifié plusieurs naines blanches très froides, et donc potentiellement très vieilles, qui nous permettent de mieux définir le côté froid de la fonction de luminosité, et éventuellement l’âge du disque de la Galaxie. Finalement, nous avons aussi découvert plusieurs objets d’intérêt astrophysique, dont deux nouvelles étoiles naines blanches variables de type ZZ Ceti, plusieurs naines blanches magnétiques, ainsi que de nombreux systèmes binaires non résolus.
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We determine the structure of neutron stars within a Brueckner-Hartree-Fock approach based on realistic nucleon-nucleon, nucleon-hyperon, and hyperon-hyperon interactions. Our results indicate rather low maximum masses below 1.4 solar masses. This feature is insensitive to the nucleonic part of the EOS due to a strong compensation mechanism caused by the appearance of hyperons and represents thus strong evidence for the presence of nonbaryonic "quark" matter in the interior of heavy stars.
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Study on variable stars is an important topic of modern astrophysics. After the invention of powerful telescopes and high resolving powered CCD’s, the variable star data is accumulating in the order of peta-bytes. The huge amount of data need lot of automated methods as well as human experts. This thesis is devoted to the data analysis on variable star’s astronomical time series data and hence belong to the inter-disciplinary topic, Astrostatistics. For an observer on earth, stars that have a change in apparent brightness over time are called variable stars. The variation in brightness may be regular (periodic), quasi periodic (semi-periodic) or irregular manner (aperiodic) and are caused by various reasons. In some cases, the variation is due to some internal thermo-nuclear processes, which are generally known as intrinsic vari- ables and in some other cases, it is due to some external processes, like eclipse or rotation, which are known as extrinsic variables. Intrinsic variables can be further grouped into pulsating variables, eruptive variables and flare stars. Extrinsic variables are grouped into eclipsing binary stars and chromospheri- cal stars. Pulsating variables can again classified into Cepheid, RR Lyrae, RV Tauri, Delta Scuti, Mira etc. The eruptive or cataclysmic variables are novae, supernovae, etc., which rarely occurs and are not periodic phenomena. Most of the other variations are periodic in nature. Variable stars can be observed through many ways such as photometry, spectrophotometry and spectroscopy. The sequence of photometric observa- xiv tions on variable stars produces time series data, which contains time, magni- tude and error. The plot between variable star’s apparent magnitude and time are known as light curve. If the time series data is folded on a period, the plot between apparent magnitude and phase is known as phased light curve. The unique shape of phased light curve is a characteristic of each type of variable star. One way to identify the type of variable star and to classify them is by visually looking at the phased light curve by an expert. For last several years, automated algorithms are used to classify a group of variable stars, with the help of computers. Research on variable stars can be divided into different stages like observa- tion, data reduction, data analysis, modeling and classification. The modeling on variable stars helps to determine the short-term and long-term behaviour and to construct theoretical models (for eg:- Wilson-Devinney model for eclips- ing binaries) and to derive stellar properties like mass, radius, luminosity, tem- perature, internal and external structure, chemical composition and evolution. The classification requires the determination of the basic parameters like pe- riod, amplitude and phase and also some other derived parameters. Out of these, period is the most important parameter since the wrong periods can lead to sparse light curves and misleading information. Time series analysis is a method of applying mathematical and statistical tests to data, to quantify the variation, understand the nature of time-varying phenomena, to gain physical understanding of the system and to predict future behavior of the system. Astronomical time series usually suffer from unevenly spaced time instants, varying error conditions and possibility of big gaps. This is due to daily varying daylight and the weather conditions for ground based observations and observations from space may suffer from the impact of cosmic ray particles. Many large scale astronomical surveys such as MACHO, OGLE, EROS, xv ROTSE, PLANET, Hipparcos, MISAO, NSVS, ASAS, Pan-STARRS, Ke- pler,ESA, Gaia, LSST, CRTS provide variable star’s time series data, even though their primary intention is not variable star observation. Center for Astrostatistics, Pennsylvania State University is established to help the astro- nomical community with the aid of statistical tools for harvesting and analysing archival data. Most of these surveys releases the data to the public for further analysis. There exist many period search algorithms through astronomical time se- ries analysis, which can be classified into parametric (assume some underlying distribution for data) and non-parametric (do not assume any statistical model like Gaussian etc.,) methods. Many of the parametric methods are based on variations of discrete Fourier transforms like Generalised Lomb-Scargle peri- odogram (GLSP) by Zechmeister(2009), Significant Spectrum (SigSpec) by Reegen(2007) etc. Non-parametric methods include Phase Dispersion Minimi- sation (PDM) by Stellingwerf(1978) and Cubic spline method by Akerlof(1994) etc. Even though most of the methods can be brought under automation, any of the method stated above could not fully recover the true periods. The wrong detection of period can be due to several reasons such as power leakage to other frequencies which is due to finite total interval, finite sampling interval and finite amount of data. Another problem is aliasing, which is due to the influence of regular sampling. Also spurious periods appear due to long gaps and power flow to harmonic frequencies is an inherent problem of Fourier methods. Hence obtaining the exact period of variable star from it’s time series data is still a difficult problem, in case of huge databases, when subjected to automation. As Matthew Templeton, AAVSO, states “Variable star data analysis is not always straightforward; large-scale, automated analysis design is non-trivial”. Derekas et al. 2007, Deb et.al. 2010 states “The processing of xvi huge amount of data in these databases is quite challenging, even when looking at seemingly small issues such as period determination and classification”. It will be beneficial for the variable star astronomical community, if basic parameters, such as period, amplitude and phase are obtained more accurately, when huge time series databases are subjected to automation. In the present thesis work, the theories of four popular period search methods are studied, the strength and weakness of these methods are evaluated by applying it on two survey databases and finally a modified form of cubic spline method is intro- duced to confirm the exact period of variable star. For the classification of new variable stars discovered and entering them in the “General Catalogue of Vari- able Stars” or other databases like “Variable Star Index“, the characteristics of the variability has to be quantified in term of variable star parameters.
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test stars zip upload
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stars background test
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stars data collection dissemination. Keep it simple
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Stars Keep it simple animation. HTML5 compliat. No IOS or android player
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Forma parte de una colección de libros de ficción estructurada en varias etapas, desde la diez a la catorce, y que tiene como finalidad que los alumnos de entre 7 y 11 años adquieran una mayor capacidad lectora. Para ello, las formas narrativas de las historias se hacen cada vez más complejas y se amplia el vocabulario de ellas; se aumentan el número de páginas y de texto y se reduce el número de ilustraciones. Clive ha visto en un escaparate unas zapatillas de deporte que le gustan pero para comprarlas debe de tener el dinero suficiente.
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Bajo la forma de preguntas y respuestas trata de despertar la curiosidad por la astronomía haciendo hincapié en las características e interrelaciones de las estrellas y planetas en nuestra galaxia. Exploran diversos aspectos de la astronomía, incluyendo el sistema solar, estrellas, planetas, lunas, asteroides y cometas. Recomendado para niños de ocho a doce años.
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Describe los orígenes y la composición de las estrellas y las constelaciones contestando a preguntas como si hay constelaciones de ochenta y ocho estrellas, si nuestro sol brillará otros cinco billones de años o si las estrellas gigantes se convertirán, cuando mueran, en agujeros negros. Tiene glosario, bibliografía y direcciones de internet.
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Cincuenta y dos cartas que ponen de manifiesto todo sobre el estudio de las estrellas. Paso a paso enseña cómo elegir estrellas mirando los equipos, identificar las constelaciones, y grabar lo visto usando astrofotografía.