Las estrellas moribundas y el nacimiento de los elementos 1 ESTRELLAS Y LAS ESTRELLAS NACIMIENTO DE LOS ELEMENTOS Manual de estudiante Un Manual para Acompañar Software para la Ejercicio introductorio del laboratorio de astronomía Documento SM 12: Circ.Version 1.0 Departamento de Física Universidad de Gettysburg Gettysburg, PA 17325 Teléfono: (717) 337-6028 correo electrónico: [email protected] Base de datos, software y manuales preparados por: Laurence Marschall y Glenn Snyder (CLEA PROJECT, Gettysburg College) y Dr. Phil Plait, Dr. Lynn Cominsky, Tim Graves y Sarah Silva (XMM-Newton Educación y Alcance Público, Sonoma State University, http://xmm.sonoma.edu) Las estrellas moribundas y el nacimiento de los elementos Contenido Guía del instructor ................................................ .................................................. 3 Metas de aprendizaje ................................................ .................................................. 4 Objetivos procesales ................................................ .................................................. 5 Instrucciones de instalación y configuración del software ............................................. 5 Hoja de referencia para el profesor ................................................ .................................................. 8 2 Clave de respuestas ................................................ .................................................. 9 Folleto del estudiante ................................................ .................................................. 13 El Observatorio XMM-Newton ............................................. .................................................. 13 Información de fondo sobre rayos X y espectroscopia de rayos X ........................................ 14 Guía del usuario del software ............................................... .................................................. 18 Iniciando el Programa ............................................... .................................................. 18 Accediendo a los archivos de ayuda .............................................. ..................................................18 La ventana del telescopio CLEA X-Ray ........................................... ..................................................18 Características de Windows ................................................ .................................................. 18 Observando un objetivo ............................................... .................................................. 19 Acceso y funcionamiento del espectrómetro ............................................. 20 Analizando datos ................................................ .................................................. 20 Guía de trabajo del estudiante ............................................... .................................................. 24 Glosario................................................. .................................................. 31 Las estrellas moribundas y el nacimiento de los elementos 3 GUÍA DEL INSTRUCTOR La siguiente sección es para el instructor, y no para el estudiante. La sección de estudiantes comienza en la página 13. Introducción En este ejercicio CLEA, los estudiantes usarán un simulador de un observatorio de rayos X en órbita para observe un remanente de supernova, el gas en expansión de una estrella explotada. Ellos tomarán Xray datos espectrales, analizarlos y responder preguntas basadas en esos datos. Este ejercicio es similar a las actividades anteriores desarrolladas por el equipo de CLEA. De todos modos, eso involucra algún material con el que los estudiantes pueden no estar familiarizados, incluyendo los conceptos de espectroscopia, supernova y ajuste de modelos. Le recomendamos encarecidamente que ayude a preparar a los estudiantes para hacer este ejercicio con una serie de proactividad, lecciones que les ayudarán a entender y sentirse más cómodos con el conceptos cubiertos: es posible que desee hacerlos usted mismo para aclimatarse también. Un recurso excelente es el sitio web de XMM-Newton desarrollado por Education and Grupo de Alcance Público (E / PO) en la Universidad Estatal de Sonoma. A continuación hay algunas páginas sobre eso sitio relevante para este laboratorio: Pagina principal: http://xmm.sonoma.edu. Introducción a la astronomía de rayos X: http://xmm.sonoma.edu/scitech/xray_universe/index.html Introducción a la espectroscopia de rayos X: http://xmm.sonoma.edu/scitech/xray_spectroscopy/index.html Recursos para el educador: http://xmm.sonoma.edu/materials.html Muchas de estas páginas enlazan con el excelente Imagine the Universe de la NASA. sitio web (http://imagine.gsfc.nasa.gov). Una vez que los alumnos hayan leído estas páginas, podrán realizar una actividad diseñada para familiarizarlos con la identificación de líneas en un espectro de rayos X. Esta La actividad, también en el sitio web de Imagine, se encuentra aquí: http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/teachers/lessons/xray_spectra/activity-identify.html. Más actividades que involucran supernovas y remanentes de supernova también se encuentran en el sitio web de XMM-Newton E / PO: http://xmm.sonoma.edu/edu/supernova/index.html. También, una sección de Información de fondo con más información sobre rayos X y rayos X la espectroscopia está incluida en este manual. Puedes hacer copias de él para tus alumnos. Sugerimos asignar la lectura como tarea y reservar un período de clase para revisar los conceptos y para que los alumnos realicen la actividad de identificación de línea. Una vez que esto es completados, estarán listos para este ejercicio CLEA. Las estrellas moribundas y el nacimiento de los elementos 4 Las propiedades físicas del remanente de supernova utilizado en esta actividad se tomaron de observaciones de Cas A publicadas por Una Hwang y Martin Laming en la Astrofísica Revista (ApJ, 597, 362, 2003), disponible (por suscripción) en http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v597n1/58034/58034.html Notamos que los "espectros observados" utilizados en este laboratorio son en realidad modelos, basado en los parámetros físicos de la nebulosa encontrada por Hwang y Laming. El actual los datos espectrales de los observatorios de rayos X son bastante ruidosos y difíciles de presentar, por lo que este método fue utilizado en su lugar. Los espectros se generaron utilizando el software XSPEC, diseñado para su uso en el análisis espectral de rayos X. La información de XSPEC se puede encontrar en http://xspec.gsfc.nasa.gov/docs/xanadu/xspec/index.html. Tuvimos que hacer varias simplificaciones en los modelos para esta actividad. Las modelos no incluir la emisión del elemento argón, que está presente en el espectro de Cas A, porque los modelos publicados por Hwang & Laming no lo incluyen. También simplificamos la física del gas para crear los modelos. asumimos que el gas era lo suficientemente delgado como para que una vez un Xray el fotón es emitido por un átomo, se escapa del gas (el gas es lo que los astrónomos llaman "Ópticamente delgado"). En realidad, el gas es probablemente lo suficientemente denso en algunas regiones para reabsorber los rayos X, y esto cambia el espectro resultante. Incluyendo esto en los modelos. Habría hecho imposible el desarrollo de esta actividad, y no habría tenido se cambiaron sustancialmente los resultados o la pedagogía, por lo que se omitió. Agradecemos a los Dres. Una Hwang e Ilana Harrus por su amplio apoyo en el desarrollo científico fundamentos de esta actividad. METAS DE APRENDIZAJE • El alumno debe poder nombrar varios elementos vistos en supernova restos • El estudiante debe ser capaz de entender que elementos pesados como el hierro se crean en supernovas, en cantidades suficientes para dar cuenta de la contenido en estrellas como el sol • El estudiante debe ser capaz de juzgar qué tan buenos son sus ajustes usando estadísticas métodos (estudiantes avanzados) • El estudiante debe poder decir cómo la espectroscopia nos ayuda a comprender la composición de los objetos astronómicos. • El alumno debe ver que diferentes elementos tienen diferentes espectros características • El estudiante debe ver que las diferentes partes de un remanente de supernova tienen diferentes características físicas Las estrellas moribundas y el nacimiento de los elementos 5 OBJETIVOS DE PROCEDIMIENTO Si el alumno aprende a …… • Utilice el software CLEA para tomar espectros del remanente de supernova • Compara los espectros con un modelo de ese espectro usando varios Parámetros (abundancia, temperatura, absorción). • Calcular la abundancia de elementos en el remanente. Deben ser capaces de ... • Convertir las abundancias elementales en masas totales en el remanente. • Ver cómo cambiar los parámetros físicos en el gas cambia la apariencia del espectro TÉRMINOS ÚTILES QUE DEBE TENER LA REVISIÓN DE LOS ESTUDIANTES EN EL LIBRO DE TEXTO Y EN ESTE MANUAL. Por favor, consulte el glosario en la página 31 para definiciones de estos términos. INSTRUCCIONES DE INSTALACIÓN Y CONFIGURACIÓN DE SOFTWARE El programa (XMMLab.exe) es un archivo ejecutable autoextraíble (solo para Windows / PC). Descargue el archivo o cópielo del CD en su escritorio, y simplemente haga doble clic en el icono. A continuación, hará el conjunto estándar de preguntas de instalación. La instalación puede tomar algunos minutos. Como instructor, hay opciones que puede configurar para ajustar el ejercicio para las necesidades de sus estudiantes. Para iniciar sesión como instructor, siga las instrucciones a continuación en la Guía del usuario del software. Cuando se le solicite un nombre de usuario, ingrese "instructor" (sin comillas). Pedirá una contraseña; introduzca "CLEA" (todo mayúsculas). Se te presentará una pantalla que te permitirá ajustar las opciones. Debajo de la pestaña General hay varias opciones. Puedes ajustar el giro (movimiento) Tasa del telescopio. Puede ingresar diferentes “modos” del software (Demostración modo, para evitar iniciar sesión y ejecutar el software; Modo de prueba, donde girar hacia un objetivo y tomar datos es instantáneo; Modo de edición, que, si está configurado, le permite editar el preferencias y opciones incluso sin iniciar sesión (¡en otras palabras, utilice esto con extrema cuidado o de lo contrario sus estudiantes pueden acceder a los archivos de la raíz!); Utilice el modo de ID de objeto, el predeterminado modo para escribir archivos usando el nombre de destino; y modo de registro de escritura, para escribir un registro de actividad). También puede configurar el desplazamiento de la hora local desde la hora media de Greenwich (por ejemplo, el horario de verano del Pacífico es GMT (7 horas). La pestaña Archivos enumera los nombres y las ubicaciones de todos los archivos auxiliares utilizados por el software. ¡Sugerimos dejar esto como está! Debajo de la pestaña Espectros es quizás la opción más importante: la capacidad de "arreglar" algunos de los parámetros físicos que los alumnos encontrarán al valor correcto. En el laboratorio, los estudiantes usarán barras deslizantes para ajustar varios parámetros (consulte la Guía del usuario del software y Guía del estudiante a continuación). Esta tarea se puede hacer mucho más fácil fijando algunos de los valores a su valor correcto y solo permitiendo a los estudiantes ajustar otros parámetros. El valor por defecto la configuración es tener los valores de temperatura, abundancia de azufre y abundancia de magnesio fijo. Como instructor, puede encontrar todos los valores correctos para cada objetivo fijando todos los parámetros Luego use el software para observar cada nudo, y cuando la comparación el espectro está cargado (consulte la Guía del usuario del software), todas las barras deslizantes tendrán los valores para ese objetivo mostrado. Sin embargo, todos los valores reales se enumeran en la Respuesta Sección clave a continuación. Los "Parámetros de Chi-cuadrado" ajustan la forma en que el estudiante ajustará el espectro con los parámetros del modelo (consulte la Guía del usuario del software para obtener más información sobre estos términos). El "Rango espectral" determina los extremos inferior y superior del rango utilizado en el adecuado. El valor predeterminado es de 0,5 keV a 7 keV. Los "# Bins / keV" determinan el tamaño de cada bin la rutina de ajuste utilizará; Cuantos más contenedores por keV, menor será el tamaño del contenedor. En general, Cuanto más pequeños sean los contenedores, más difícil será conseguir un buen ajuste. El valor predeterminado es 50 bins / keV, pero puede que encuentre que hacer esto más pequeño facilitará la tarea de los estudiantes. Si los estudiantes están luchando para conseguir un buen ajuste, intente bajando esto a 25 contenedores / keV. También debajo de la pestaña Spectra están opciones para cambiar la velocidad a la que el espectrómetro toma datos. Otra vez, sugerimos dejar estos como son. Se establecen de tal manera que se tarda alrededor de un minuto para obtener buenos datos del espectrómetro. Para disminuir este tiempo (Es decir, que el espectro haya entrado más rápido), elevar el valor de "Base Magnitud” a unos 14.0. los rangos predeterminados del eje x para el espectro también es ajustable en esta pestaña. Un espectrómetro multi-objeto es disponible para el instructor también. Esto te permite observar los cuatro objetivos a la vez, para que sea más fácil para usted obtener sus propios datos. Esto está desactivado por predeterminado para el estudiante, y no debe estar disponible para ellos. En realidad, multiobjeto. La espectroscopia no es posible con XMM-Newton. Esta característica se incluye simplemente como ayuda al instructor. Para habilitarlo, en la pestaña Espectros bajo Opciones / Multi-objeto Espectrómetro, haga clic en "Habilitar después del primer uso" o "Habilitar siempre" (de nuevo, de forma predeterminada, debería estar deshabilitado ". La primera opción te permite usarla si ya has observado un nudo, mientras que la segunda opción te permite usarlo en cualquier momento. Una vez habilitado, se puede utilizar el espectrógrafo multi-objeto. Es posible que deba reiniciar el ejercicio para usarlo. Cuando lo haga, verá un botón Multi-Objeto debajo de panel de “Instrumentos” en la ventana principal de CLEA. Haga clic en el botón. Luego coloca el cursor sobre un punto en el que desea tomar un espectro (tendrá que desplazarse hasta el campo correcto primero consulte la Guía del usuario del software para esto) y haga clic en el botón izquierdo del ratón. Una pequeña caja numerada indicará que el telescopio obtendrá un espectro de ese punto. Haga esto hasta que haya seleccionado todos los puntos de interés. Puedes apuntar a un punto previamente seleccionado y clic derecho para quitar el punto de la lista. Una vez que haya seleccionado todos sus puntos, vaya a la pequeña ventana de control que apareció con el espectrógrafo de objetos múltiples y haga clic en el botón Iniciar para colocar el Espectrógrafo sobre los objetos que hayas elegido. Ajuste los minutos de exposición a un deseado valor. Luego, al hacer clic en Ir, comenzará la exposición que finalizará automáticamente. Cuando se hayan obtenido todas las exposiciones, puede revisarlas utilizando el control Ventana que aparece titulada Espectros del espectrómetro multicanal. Espectros puede ser visto como una presentación de diapositivas continúa utilizando el botón Escanear, o puede verse individualmente haciendo doble clic en uno de los objetos en la lista mostrada. Espectros también puede imprimirse y / o guardarse utilizando el menú desplegable. Una vez que se guardan los espectros, se pueden analizar cómo se describe en Usuarios de software Guía. De nuevo, le recomendamos que deje la opción de espectrógrafo de objetos múltiples desactivada para los estudiantes Esto les permite explorar más a fondo el observatorio de rayos X. Consejo: Le sugerimos que divida la clase en equipos de dos o tres estudiantes cada uno, y a continuación, asigne un solo nudo para analizar. Al final de la clase, pueden comparar resultados. HOJA DE ENSEÑANZA DEL PROFESOR Estos son consejos y trucos que puede hacer para ayudar a los estudiantes a realizar este ejercicio. 1) Puede ayudar dividir la clase en grupos de 2-3 estudiantes cada uno. A continuación, puede asignar a cada uno un nudo para analizar. Una vez que todos los grupos están listos, puedes recopilar los resultados y compartirlos con la clase. Las preguntas 1-4 dependen de conocer los parámetros para los 4 nudos, así que compartirlos como clase hace que sea más fácil responder las preguntas, y también muestra para ellos la ciencia es un esfuerzo colaborativo. 2) Dígales a los estudiantes que jueguen con un parámetro a la vez para ver cómo cambia el espectro. Luego cambia a otro y mira que hace eso. Esto les ayudará a tener una idea de Cómo encajar el espectro observado. 3) El ajuste de todos los parámetros puede ser complicado. Es fácil para los estudiantes quedarse atrapados en una sac ”, un ajuste donde no importa lo que hagan, no pueden modificar los parámetros para obtener un ajuste razonable al espectro observado. Hay varias maneras de evitar esto: a) Fije uno de los parámetros a su valor correcto, antes de que los alumnos inicien el ejercicio (consulte las INSTRUCCIONES DE INSTALACIÓN Y LA CONFIGURACIÓN DEL SOFTWARE en la sección del educador de este manual). Para hacer esto, ingrese como "instructor", y use la contraseña "CLEA". Aparecerá una ventana que le preguntará si desea ajustar alguna opción. Bajo la pestaña "Espectros" es la capacidad de arreglar los parámetros. Nota: el valor por defecto es tener el Valores fijos de temperatura, azufre y magnesio. Esto debería hacer el ajuste. Retando sin ser frustrante. b) Si los estudiantes siguen teniendo dificultades, y demora más de 5-10 minutos en llegar encaja bien, luego diga a los estudiantes que necesitan restablecer los valores y comenzar de nuevo usando muy diferentes valores para los parámetros. Importante: ¡asegúrese de que tomen nota de lo que los valores eran cuando se atascaban! De esa manera pueden evitarlos después de reiniciar. 4) Si bien es poco probable, los estudiantes pueden encontrar un ajuste que se vea bien, pero que tengan valores "incorrectos" para los parámetros. Si esto sucede, ¡no los califique con dureza! Esto le pasa a Los astrónomos profesionales también se adaptan a los espectros de rayos X, así que utilícelo como una enseñanza Momento: incluso los científicos cometen errores. 5) Dígales a los estudiantes que cada vez que cambien un parámetro, deben regresar y reajustar cualquier parámetro previamente ajustado también. De esa manera, pueden ver cómo cada el cambio afecta el espectro del modelo, lo que a su vez facilita el ajuste. 6) Hemos encontrado que la mayoría de las personas verán el número de "Calidad de ajuste" en el control deslizante Barra de ventana ya que ajustan los parámetros. Es mejor vigilar la ventana de la trama en Primero, hasta que el ajuste comience a acercarse. Entonces pueden prestar atención a la "Calidad de Ajuste" monitor. Esto permitirá una forma más rápida e intuitiva de ajustar el ajuste. 7) Si se atascan, recuérdeles que intenten cambiar otros parámetros. ¡Es fácil jugar con uno o dos (como el hierro y el silicio), y olvide que hay otros (como el calcio)! 8) Recuérdeles guardar e imprimir sus resultados. TECLA DE RESPUESTA 1) En la lista están los parámetros físicos correctos de los nudos. 2) Los rangos correctos son (en orden) kT: 1.35 nH: 1.11 Fe: 3.71 S: 3.46 Si: 4.62 Ca: 4.55 Mg: N / A (no se puede dividir por 0) Los valores numéricos de la temperatura y la absorción no cambian mucho de nudo a nudo; sin embargo, pequeñas variaciones en la temperatura tienen grandes cambios en el espectro. Los otros parámetros varían bastante. El nudo con más hierro (nudo 3). También tiene la mayor cantidad de azufre, silicio y calcio también. 3) La respuesta depende de los valores particulares de los parámetros encontrados. 4) La respuesta depende de los rangos y errores encontrados. 5) El hierro fue creado en las altas temperaturas y presiones en la supernova explosión en sí. Elementos más ligeros se fusionaron para convertirse en hierro, y otros se volvieron radiactivos. Elementos que decaían en hierro. 6) Los elementos se llevarán junto con la expansión del remanente de supernova, y se dispersará por el espacio durante miles de años. 7) Los elementos pesados pueden "sembrar" las nebulosas de las que se forman las estrellas, dando a estas estrellas una Mayor abundancia de elementos pesados. 8) Dado que las supernovas crean elementos pesados, el hecho de que no haya habido supernova en la Nebulosa de Orión implica que la abundancia del elemento es más baja allí (lo cual es cierto). 9) Las estrellas recién formadas obtendrán una mayor abundancia de elementos pesados. 10) El Sol probablemente se formó en una nebulosa que estaba cerca de una explosión de supernova, que Dio a la nebulosa una mayor abundancia de elementos pesados. Parte 2 Instructor: es posible que desee asignar esta parte como tarea o como una discusión en clase. También tenga en cuenta: los números exactos a continuación cambiarán si los estudiantes obtuvieron diferentes Abundancias para sus nudos. Los números a continuación reflejan los números dados en la respuesta a la pregunta 1 anterior. a) Volumen = 4/3 * π * r3 = 4/3 π * (2.5 x 1016 cm) 3 = 6.5 x 1049 cm3 b) # átomos = volumen * densidad = 6.5 x 1049 cm3 * 10 átomos / cm3 = 6.5 x 1050 átomos c) # átomos de Fe = # átomos totales * abundancia de Fe = 6.5 x 1050 átomos * 4.7 x 10-5 = 3.1 x1046 átomos de Fe d) # moles = # átomos de Fe / número de Avogadro = 3.1 x1046 átomos de Fe / 6.02 x 1023 = 5,1 x 1022 moles e) masa de Fe = # moles de Fe * masa molar de Fe = 5.1 x 1022 moles * 56 gramos / mol = 2.9 x 1024 gramos f) Para obtener la masa para cada nudo, multiplique la respuesta de 10 (e) por las abundancias encontradas a partir del modelo cabe: Nudo 1: 3.7 x 1024 gramos Nudo 2: 2.1 x 1024 gramos Nudo 3: 7.6 x 1024 gramos Nudo 4: 3.1 x 1024 gramos 11) Este será el mismo cálculo que el anterior, pero el radio ahora es de 3.5 x 1018. a) Volumen = 4/3 * π * r3 = 4/3 π * (3.5 x 1018 cm) 3 = 1.8 x 1056 cm3 b) # átomos = volumen * densidad = 1.8 x 1056 cm3 * 10 átomos / cm3 = 1.8 x 1057 átomos c) # átomos de Fe = # átomos total * abundancia de Fe = 1.8 x 1057 átomos * 4.7 x 10-5 = 8,4 x 1052 átomos de Fe d) # moles = # átomos de Fe / número de Avogadro = 8.4 x1052 átomos de Fe / 6.02 x 1023 átomos / mol = 1,4 x 1029 moles e) masa de Fe = #moles de Fe * masa molar de Fe = 1.4 x 1029 moles * 56 gramos / mol = 7.9 x 1030 gramos f) La abundancia media de Fe de los nudos es 1.44, por lo que la masa de Fe de toda la nebulosa es 7.9 x 1030 gramos * 1.44 = 1.1 x 1031 gramos 12) a) # moles de H en el Sol = masa de Sol / masa molar de H = 2 x 1033 gramos / 1 gramo / mol = 2 x 1033 moles b) # átomos H = # moles * Número de Avogadro = 2 x 1033 moles * 6.02 x 1023 átomos / mol = 1,2 x 1057 átomos de H c) # átomos de Fe = # átomos de H * abundancia de Fe = 1.2 x 1057 átomos * 4.7 x 10-5 = 5,6 x 1052 átomos de Fe d) # moles de Fe = # átomos de Fe / número de Avogadro = 5.6 x 1052 átomos de Fe / 6.02 x 1023 átomos / mol = 9,4 x 1028 moles de Fe e) masa de Fe = moles de Fe * masa molar de Fe = 9.4 x 1028 moles * 56 gramos / mol = 5.2 x 1030 gramos 13) Número de masas terrestres de hierro en el Sol = masa de hierro en el Sol / masa de la Tierra. 5.2 x 1030 gramos / 6 x 1027 gramos = 877 masas de tierra 14) Número de soles = masa de hierro en Cas A / masa de hierro en el Sol = 1.1 x 1031 gramos / 5.2 x 1030 = 2.1 estrellas como el Sol podría hacerse 15) Esto se hace de la misma manera que anteriormente en (11), sustituyendo los números por calcio. a) Volumen = 4/3 * π * r3 = 4/3 π * (3.5 x 1018 cm) 3 = 1.8 x 1056 cm3 (igual que en Pregunta 11) b) # átomos = volumen * densidad = 1.8 x 1056 cm3 * 10 átomos / cm3 = 1.8 x 1057 átomos (iguales como en la pregunta 11) c) # átomos de Ca = # átomos total * abundancia de Ca = 1.8 x 1057 átomos * 2.3 x 10-6 = 4.1 x1051 átomos de ca d) # moles = # átomos de Ca / número de Avogadro = 4.1 x1051 átomos de Ca / 6.02 x 1023 átomos / mol = 6.9 x 1027 moles e) masa de Ca = # moles de Ca * masa molar de Ca = 6.9 x 1027 moles * 40 gramos / mol = 2.8 x 1029 gramos f) La abundancia promedio de Ca de los nudos es 1.07, por lo que la masa de Ca de toda la nebulosa es 2.8 x 1029 gramos * 1.07 = 2.9 x 1029 gramos Con 4.6 gramos / galón, esto produce 6.4 x 1028 galones. Si tenemos leche 16) Desde (14), puedes hacer aproximadamente 2 estrellas como el Sol a partir de 1 remanente de supernova, así que Cada siglo hace 2 estrellas. Durante 14 billones de años, obtienes 2/100 años * 14 billones. = alrededor de 2.8 x 108 (280 millones) de estrellas como el Sol. Nota al instructor sobre las barras de error: La prueba de esta actividad en los estudiantes ha demostrado que para los estudiantes más jóvenes (7º a 7º grado). 10), la sección que trata de las barras de error (descritas a continuación) es demasiado avanzada. Nosotros Le recomendamos encarecidamente que solo permita que los estudiantes más avanzados o mayores realicen esta parte de la actividad. Sólo puede confundir y frustrar a los más jóvenes. Las barras de error generadas por el programa en el último paso del análisis representan Los límites superior e inferior del nivel de confianza del 90% en el modelo se ajustan al espectro. En otras palabras, solo hay un 10% de probabilidad de que los valores en ese rango se deban al azar, así que hay un 90% de probabilidad de que sean correctas. El método para encontrar los errores es complicado, y más allá del alcance de este ejercicio, pero se describe en el libro “Datos Reducción y análisis de errores para las ciencias físicas "por Philip Bevington y D. Keith Robinson. Las barras de error le permiten comparar los resultados de los estudiantes. Si un estudiante encuentra un valor para, digamos, la abundancia de hierro, está bien del correcto valor, podría ser preciso en un sentido estadístico si los datos son ruidosos. Puedes comparar el responde a un parámetro dado entre los grupos de estudiantes mirando las barras de error, y Ver si todos los resultados son consistentes entre sí dentro de los errores. Puede ser útil trazar los resultados para cada parámetro frente a cada grupo, para ver si Los resultados son consistentes entre sí. Puedes mostrar esto a la clase para generar un Aula conjunto de resultados también. FOLLETO DEL ESTUDIANTE El Observatorio XMM-Newton XMM-Newton es un satélite de rayos X lanzado a la órbita terrestre el 10 de diciembre de 1999 por La Agencia Espacial Europea (ESA). XMM-Newton es en realidad un funcionamiento completo. Observatorio, portador de tres telescopios de rayos X muy avanzados. Cada una contiene 58 de alta precisión. Espejos concéntricos, anidados para ofrecer la mayor área de recolección posible para atrapar Rayos X. A diferencia de muchos otros telescopios, que solo hacen imágenes de los objetos que Observa, XMM-Newton toma imágenes y espectros. Esto significa que puede medir la energía de los rayos X emitidos por un objeto astronómico, que permite a los científicos Determinar muchas de sus características físicas. XMM-Newton fue inicialmente llamado solo "XMM", que significa "Multi-Mirror de rayos X" Debido al diseño de los espejos. Para honrar a uno de los científicos más famosos de la historia, La ESA adjuntó el nombre de Isaac Newton a la misión XMM. Aunque gestionado y operado por la Agencia Espacial Europea (ver XMMNewton de ESA) sitio de divulgación), XMM-Newton tiene varios componentes estadounidenses: 1. Científicos en el laboratorio de astrofísica de la Universidad de Columbia y en Universidad de California - Santa Bárbara construyó hardware para algunos de los instrumentos a bordo, y proporcionó el software para el análisis de datos. 2. El Centro de Vuelo Espacial Goddard (GSFC) de la NASA es el coordinador de la Esfuerzo estadounidense y participación en XMM-Newton. GSFC también maneja el Instalación de observador invitado. Este ejercicio CLEA, "La muerte de las estrellas y el nacimiento de los elementos" está patrocinado por El esfuerzo de XMM-Newton Education and Public Outreach, a través de la NASA Education y grupo de Alcance Público en la Universidad Estatal de Sonoma. Fue desarrollado en sociedad. con el grupo CLEA en Gettysburg College (con patrocinio adicional a través del Fundación Nacional de Ciencia). Ver http://xmm.sonoma.edu y http://www.gettysburg.edu/academics/physics/clea/CLEAhome.html para obtener más detalles. Información de fondo sobre rayos X y rayos X Espectroscopia Vida y muerte en el universo. Las estrellas, como las personas, nacen, viven sus vidas y luego mueren. Las estrellas nacen en nubes gigantes de gas y polvo. Normalmente, estas nubes son soportados por su propia presión interna que contrarresta su gravedad. Pero si algo sucede para comprimirlos (como una colisión con otra nube, por ejemplo, Ejemplo), entonces pueden colapsar. Obedeciendo la Ley del Gas Ideal, las nubes se calientan a medida que encoge, y la densidad, la presión y la temperatura son más altas en el centro. Finalmente, la temperatura y la presión en el núcleo colapsado son tan altas que los átomos de hidrógeno pueden Se fusionan formando helio. Este proceso de fusión libera una gran cantidad de energía, que calienta el gas y detiene el colapso. Se alcanza un equilibrio donde la presión exterior generada por este calor equilibra la fuerza interior de la gravedad. El objeto resultante no se expande ni Se encoge, y nace una estrella. Lo que pensamos como estrellas normales, estrellas como el Sol, pueden vivir para millones, miles de millones o incluso billones de años, fusionando el hidrógeno con helio en forma tranquila y constante en sus núcleos. Con el tiempo, el helio se acumula en el núcleo y el suministro de hidrógeno disponible Para la fusión disminuye. A medida que esto sucede, el núcleo del helio se contrae y se calienta, y si llega a un nivel alto suficiente temperatura y presión, puede comenzar a fundir helio en carbono. Alrededor de esto, en una capa delgada, el hidrógeno continuará fundiéndose en helio. Este proceso se vuelca enorme Cantidades de energía en las capas externas de la estrella, mucho más que antes. Cuando un gas se calienta, se expande, por lo que la estrella responde a esta entrada adicional de Energía hinchándose inmensamente. Irónicamente, mientras más energía se genera, la cantidad El área de superficie de la estrella aumenta tanto que la energía emitida por centímetro cuadrado. En realidad, es más bajo que antes de expandirse. Pero hay muchos más centímetros cuadrados de ¡estrella! Entonces, mientras la cantidad total de energía emitida aumenta, la estrella en realidad se enfría. Eso se vuelve rojo e hinchado, por lo que los astrónomos llaman a este tipo de estrella "gigante rojo". La estrella ha alcanzado un punto crítico en su vida, y lo que suceda a continuación depende en su masa. En estrellas de masa relativamente baja como el Sol, la estrella se realiza cuando el helio se acaba. Con el paso del tiempo, las capas externas se desprenden en una versión hiperactiva de la energía solar del Sol. Viento, dejando expuesto el núcleo caliente. Sin fusión para mantenerse, el núcleo desnudo, ahora llamada "enana blanca", simplemente se enfriará. La estrella, para todos los efectos, es muerto. Pero en estrellas con más de 8 veces la masa del Sol, la historia es muy diferente. El aumento de masa significa que hay más peso aplastando el núcleo, lo que lo hace más caliente y lo pone bajo más presión. Si las condiciones son correctas, entonces más La fusión puede comenzar. El carbono (sobrante de la fusión previa de helio) puede fundirse en oxígeno, y luego oxígeno en magnesio y silicio, y luego silicio en hierro. Después de eso ... bueno, la palabra "desastre" significa "mala estrella". En este caso, puede ser tomado literalmente En todas las secuencias de fusión que han ocurrido en el núcleo hasta ahora, el proceso libera energía, lo que ayuda a sostener la estrella contra su propia gravedad. Pero el hierro es diferente: absorbe energía para fusionar. Una vez que el hierro comienza a fundirse, la energía necesaria para sostener la estrella es Eliminado, aspirado por la fusión de hierro. Debido a este y otros procesos, una vez fusión de hierro. Empieza, la estrella está condenada. En este punto, las cosas pasan rápidamente. En milisegundos, con su soporte tomado. de distancia, las capas externas del núcleo de la estrella se estrellan contra el núcleo interno. En el Al mismo tiempo, la reacción de fusión en el núcleo genera vastas cantidades de partículas llamadas los neutrinos. Casi toda la energía generada se bombea a los neutrinos, que Inmediatamente salga corriendo del núcleo. Chocan de frente contra la materia infaling, y un Se genera una onda de choque de proporciones épicas, que atraviesa el material. Tanto La energía se vierte en la materia que colapsa y el colapso se invierte. De repente, toda esa masa se detiene, cambia de dirección y explota hacia afuera a gran velocidad. En ese momento muere una estrella, pero se crea una supernova. La materia que solía ser Las capas exteriores de la estrella ahora están gritando a una fracción considerable de la velocidad de ligero. Calentada y comprimida, la fusión todavía puede tener lugar en este material. De hecho, la La explosión es tan grande que la fusión más allá de la del hierro es posible, creando toda la Elementos en la tabla periódica más pesados que el hierro en un proceso llamado explosivo nucleosíntesis. En el transcurso de horas, días y semanas, el gas, ahora llamado supernova remanente - se expande y se enfría. Elementos radiactivos creados en la explosión (como el cobalto, titanio y aluminio) calientan el material, pero el enfriamiento general continúa. Aún así, incluso Después de cientos de años, el gas calentado por la onda de choque todavía es bastante caliente. Cuando el gas se calienta, emite radiación en forma de energía electromagnética, Generalmente llamado "luz". El tipo de radiación emitida depende de muchos factores, pero Sobre todo en la temperatura del gas. A 6000 Kelvin (la temperatura de la superficie del Sol), los objetos emiten luz visible. A temperaturas más bajas, emiten luz de menor energía, como Como infrarrojos, microondas y radio. A temperaturas algo más altas, el gas emite ultravioleta. ligero. El gas se calienta a millones o decenas de millones de grados, como el gas en el Supernova - emite rayos X. Esta es la clave para entender gran parte de la física en el gas. De la estrella explotada. El hierro en el gas, por ejemplo, no emite luz en la óptica. longitudes de onda, por lo que los telescopios "normales" no pueden ver el hierro en la supernova; solo una radiografía telescopio puede. Así que los astrónomos que apuntan sus ojos de rayos X al cielo pueden investigar el Propiedades de las supernovas en formas que de otro modo son imposibles. Muchos otros elementos en los remanentes de supernova emiten rayos X, incluido el magnesio, Calcio, silicio, azufre y oxigeno. Al examinar los rayos X emitidos por estos elementos, los astrónomos pueden determinar propiedades tales como la temperatura del gas, la densidad e incluso cómo ha transcurrido mucho tiempo desde que la supernova inicial golpeó el gas. La herramienta Los astrónomos utilizan para hacer esto es la espectroscopia de rayos X. Espectroscopia de rayos x El arco iris es una vista familiar. Lo que puede no ser tan familiar es que representa una espectro de la luz solar: los colores componentes de la luz blanca del Sol se dividen de manera tal que Podemos percibir cada uno por separado. Cada color es en realidad una longitud de onda diferente de ligero. El rojo tiene la longitud de onda más larga de la luz visible y el azul la más corta. Los la longitud de onda de la luz también determina la energía de la luz, por lo que el rojo tiene la energía más baja, y azul el más alto. Esto va mucho más allá del rango de luz visible, también. Infrarrojo, ultravioleta, radio Todas las partes del espectro electromagnético pueden subdividirse y extenderse de acuerdo con La longitud de onda o energía de la luz entrante. Midiendo la cantidad de luz versus la longitud de onda se llama espectroscopia y es la herramienta más poderosa que tienen los astrónomos. Por analizando el espectro de un objeto es posible determinar la temperatura del objeto, movimiento, composición química, distancia e incluso su campo magnético, todo sin nunca ¡Llegando dentro de los años luz del objeto mismo! La espectroscopia de rayos X es una herramienta relativamente nueva disponible para los astrónomos. Por “Extendiendo” los rayos X de un objeto, digamos un remanente de supernova, los astrónomos pueden examine cuánta luz proviene del hierro, cuánto del silicio, etc. (vea la figura abajo para un espectro representativo de rayos X de un remanente de supernova) A partir de eso, pueden determinar la abundancia elemental del gas; es decir, cuánto de cada elemento está en el gas. También pueden encontrar la temperatura y la densidad del gas, y de eso pueden decir hace cuánto tiempo fue golpeado ese poco de gas por la onda de choque de la supernova. Para hacer esto, primero deben recolectar el espectro de rayos X, luego, usando matemática modelos de cómo cada elemento produce rayos X, se ajustan a ese modelo a lo observado espectro cambiando el modelo: pueden agregar más hierro a la mezcla, por ejemplo, o baja un poco la temperatura Cuando el modelo coincide con el espectro, entonces pueden Examine las estadísticas del ajuste para asegurarse de que puedan tener confianza en los resultados. Si el los resultados se ven bien, dan el siguiente gran paso: aplicar las matemáticas a los resultados para calcular Las características físicas del gas. En este ejercicio CLEA, utilizará un observatorio de rayos X (simulado) basado en el espacio para observar el remanente de supernova Cas A, los escombros en expansión de una estrella que explotó el año 1680. Observará varios nudos de gas, regiones donde la onda de choque de La explosión ha comprimido el gas. Tomará espectros de rayos X, los trazará y luego use el “ajuste de modelo” para determinar la composición del gas, y finalmente use ese Información para determinar algunas de las características físicas del gas en los nudos. Estrategia general: cosas para pensar al hacer el laboratorio Se le ha proporcionado un programa fácil de usar que le permitirá Apunte el telescopio virtual, apúntelo a los nudos de gas, tome espectros y analice los resultados. Los detalles del funcionamiento del programa se describirán más adelante en este artículo, pero los detalles básicos El problema que investigará puede entenderse antes de entrar en los detalles del programa. Encontrará el espectro de rayos X de un nudo de gas, y luego creará una modelo de las características físicas del nudo (cuán caliente es, cuánto hierro hay en él, etc.). El espectro de rayos X del nudo del modelo dependerá de los parámetros que usted le dé. A medida que ajusta los parámetros del modelo, el espectro del modelo cambiará. El objetivo es conseguir El espectro del modelo para coincidir con el observado. El modelo del nudo que has creado. entonces coincidirá estrechamente con las características reales del nudo observado. Usted tendrá ¡Determinó la naturaleza física del gas en el remanente de supernova! Guía del usuario del software Iniciando el Programa Tu computadora debe estar encendida y ejecutando Windows. Tu instructor te dirá cómo encontrar el icono o la barra de menú para iniciar las estrellas moribundas y el nacimiento de la Elementos de ejercicio. Coloque el mouse sobre el icono o la barra de menú y haga clic para iniciar el programa. Cuando se inicie el programa, el logotipo de CLEA debería aparecer en una ventana en su pantalla. Vaya al menú Archivo en la parte superior de esa ventana, haga clic en él y seleccione Iniciar sesión Opción del menú. Rellene el formulario que aparece con su nombre (y el nombre de su compañero, si es aplicable). No utilice signos de puntuación. Presione “Tab” para moverse al siguiente bloque de texto, o haga clic en cada bloque de texto para ingresar el siguiente nombre. A continuación, si lo solicita su instructor, ingrese el número o la letra de la tabla de Laboratorio si aún no se ha completado. Clickea en El campo apropiado para corregir cualquier error. Cuando toda la información haya sido ingresada a su entera satisfacción, haga clic en Aceptar para continuar, y haga clic en "sí" cuando se le pregunte si ha terminado de iniciar sesión. La pantalla de inicio de Dying Aparecerán las estrellas y el laboratorio del nacimiento de los elementos. Accediendo a los archivos de ayuda Puede, en cualquier momento, seleccionar Ayuda del menú para recibir ayuda en línea. Haga clic en ayuda Ubicado en el lado derecho de la barra de menú. Dentro de Ayuda ... Temas, hay varios Opciones que puede seleccionar, cubriendo todos los aspectos del software. Por ejemplo, iniciar sesión le informa de los pasos iniciales necesarios para comenzar el programa; Botones de giro describe cómo utilizar los botones de desplazamiento para mover el observatorio, etc. Los temas son diferentes para Cada ventana, y específica a la tarea de esa ventana. La ventana del telescopio CLEA de rayos X Una vez que haya iniciado sesión, vaya a ARCHIVO� Ejecutar ejercicio ... para comenzar el ejercicio. Si aparece una ventana pidiéndote su zona horaria, ingréselo (por ejemplo, La hora estándar del este es -5). Cuando ejecuta el programa por primera vez, panel de control se abre que le permite para apuntar virtualmente y operar una simulación de la órbita XMMNewton Telescopio de rayos x
