Cronologia Cósmica

@article{krogdahl1953the,
    author = "Krogdahl, Wasley S. e Riggs, Philip S.",
    title = "The Astronomical Universe",
    year = "1953",
    journal = "American Journal of Physics",
    url = "https://doi.org/10.1119/1.1933353",
    doi = "10.1119/1.1933353",
    number = "1",
    openalex = "W1997173335",
    pages = "69-69",
    volume = "21"
}

@misc{slusher1980age10,
    author = "Slusher, H. S",
    title = "Idade do cosmos",
    year = "1980",
    howpublished = "Monografia Técnica do ICR, v. 9; Instituto de Pesquisa Criacionista, 76 pp",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Slusher, H. S., 1980, Age of the cosmos: ICR Technical Monograph, v. 9; Institute for Creation Research, 76 pp.}"
}

O modelo padrão da cosmologia do Big Bang quente exige condições iniciais que são problemáticas de duas maneiras: (1) O universo primitivo é assumido como altamente homogêneo, apesar do fato de que regiões separadas estavam causalmente desconectadas (problema do horizonte); e (2) o valor inicial da constante de Hubble deve ser ajustado com precisão extraordinária para produzir um universo tão plano (ou seja, próximo da densidade crítica de massa) quanto o que vemos hoje (problema da planaridade). Esses problemas desapareceriam se, em sua história primitiva, o universo super-resfriasse para temperaturas 28 ou mais ordens de magnitude abaixo da temperatura crítica para alguma transição de fase. Um enorme fator de expansão resultaria então de um período de crescimento exponencial, e a entropia do universo seria multiplicada por um enorme fator quando o calor latente for liberado. Tal cenário é completamente natural no contexto de modelos de grande unificação de interações de partículas elementares. Em tais modelos, o super-resfriamento também é relevante para o problema da supressão de monopolos. Infelizmente, o cenário parece levar a algumas consequências inaceitáveis, portanto, modificações devem ser buscadas.

@article{doi101103physrevd23347,
    author = "Guth, Alan H.",
    title = "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems",
    year = "1981",
    journal = "Physical review. D. Particles, fields, gravitation, and cosmology/Physical review. D. Particles and fields",
    abstract = "O modelo padrão da cosmologia do Big Bang quente exige condições iniciais que são problemáticas de duas maneiras: (1) O universo primitivo é assumido como altamente homogêneo, apesar do fato de que regiões separadas estavam causalmente desconectadas (problema do horizonte); e (2) o valor inicial da constante de Hubble deve ser ajustado com precisão extraordinária para produzir um universo tão plano (ou seja, próximo da densidade crítica de massa) quanto o que vemos hoje (problema da planaridade). Esses problemas desapareceriam se, em sua história primitiva, o universo super-resfriasse para temperaturas 28 ou mais ordens de magnitude abaixo da temperatura crítica para alguma transição de fase. Um enorme fator de expansão resultaria então de um período de crescimento exponencial, e a entropia do universo seria multiplicada por um enorme fator quando o calor latente for liberado. Tal cenário é completamente natural no contexto de modelos de grande unificação de interações de partículas elementares. Em tais modelos, o super-resfriamento também é relevante para o problema da supressão de monopolos. Infelizmente, o cenário parece levar a algumas consequências inaceitáveis, portanto, modificações devem ser buscadas.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.23.347",
    doi = "10.1103/physrevd.23.347",
    openalex = "W2134251287",
    references = "doi1010160003491675902110, doi1010160016003274900623, doi1010160550321374904866, doi1010880305447098029, doi101103physrevd152929, doi101103physrevd161762, doi101103physrevd71888, doi101103physrevd93320, doi101103physrevlett32438, doi101103revmodphys51591"
}

@misc{vandenbergh1981size11,
    author = "Van den Bergh, S",
    title = "Tamanho e idade do universo",
    year = "1981",
    howpublished = "Ciência, v. 213, p. 825- 830",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Van den Bergh, S., 1981, Tamanho e idade do universo: Ciência, v. 213, p. 825- 830.}"
}

A detecção de um sinal periódico escondido no ruído é frequentemente um objetivo na análise de dados astronômicos. Este artigo não introduz uma nova técnica de detecção, mas sim estuda a confiabilidade e a eficiência da detecção com a técnica mais comumente utilizada, o periodograma, no caso em que os tempos de observação são irregulares. Esta escolha foi feita porque, entre os métodos em uso atual, ele parece ter o comportamento estatístico mais simples. Uma modificação da definição clássica do periodograma é necessária para manter o comportamento estatístico simples do caso com espaçamento regular. Com esta modificação, a análise do periodograma e o ajuste de ondas senoidais aos dados por mínimos quadrados são exatamente equivalentes. Certas dificuldades no uso do periodograma são menos importantes do que comumente acreditado no caso de detecção de sinais estritamente periódicos. Além disso, o método padrão para mitigar essas dificuldades (tapering) pode ser usado tão bem se a amostragem for irregular. Apresenta-se uma análise da significância estatística das detecções de sinais, com exemplos

@article{doi101086160554,
    author = "Scargle, J. D.",
    title = "Estudos em análise de séries temporais astronômicas. II - Aspectos estatísticos da análise espectral de dados com espaçamento irregular",
    year = "1982",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "A detecção de um sinal periódico escondido no ruído é frequentemente um objetivo na análise de dados astronômicos. Este artigo não introduz uma nova técnica de detecção, mas sim estuda a confiabilidade e a eficiência da detecção com a técnica mais comumente utilizada, o periodograma, no caso em que os tempos de observação são irregulares. Esta escolha foi feita porque, entre os métodos em uso atual, ele parece ter o comportamento estatístico mais simples. Uma modificação da definição clássica do periodograma é necessária para manter o comportamento estatístico simples do caso com espaçamento regular. Com esta modificação, a análise do periodograma e o ajuste de ondas senoidais aos dados por mínimos quadrados são exatamente equivalentes. Certas dificuldades no uso do periodograma são menos importantes do que comumente acreditado no caso de detecção de sinais estritamente periódicos. Além disso, o método padrão para mitigar essas dificuldades (tapering) pode ser usado tão bem se a amostragem for irregular. Apresenta-se uma análise da significância estatística das detecções de sinais, com exemplos",
    url = "https://doi.org/10.1086/160554",
    doi = "10.1086/160554",
    openalex = "W1986316936"
}

@article{fackerell1984the2,
    author = "Fackerell, E",
    title = "A idade do universo astronômico",
    year = "1984",
    journal = "Ex Nihilo Technical Journal, v. 1, p. 87-94",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Fackerell, E., 1984, The age of the astronomical universe: Ex Nihilo Technical Journal, v. 1, p. 87-94.}"
}

O número observado de anãs brancas em um determinado volume de espaço aumenta monotonicamente com a diminuição da luminosidade, conforme esperado a partir de considerações sobre a taxa de resfriamento. No entanto, seu número cai abruptamente em uma luminosidade de log (L/L_sun;) ≈ -4,5, devido à idade finita da nossa Galáxia. Comparando essa queda súbita na distribuição de luminosidade observada com os melhores modelos teóricos evolutivos de anãs brancas, os autores derivam uma idade para o disco galáctico de 9,3±2,0 Gyr. Para obter a idade do universo, é necessário somar o tempo entre o Big Bang e a primeira aparição de estrelas no disco galáctico. Os autores escolhem um valor (e um erro declarado) que pode incluir todos os modelos atualmente razoáveis que descrevem essa era inicial. Eles estimam a idade do universo em 10,3±2,2 Gyr.

@article{doi101086184864,
    author = "Winget, D. E. and Hansen, C. and Liebert, James and van Horn, H. M. and Fontaine, G. and Nather, R. E. and Kepler, S. O. and Lamb, D. Q.",
    title = "An independent method for determining the age of the universe",
    year = "1987",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "The observed number of white dwarfs in a given volume of space increases monotonically with decreasing luminosity, as expected from cooling rate considerations. However, their number drops abruptly at a luminosity of log (L/L\_sun;) ≈ -4.5, due to the finite age of our Galaxy. Comparing this sudden drop in the observed luminosity distribution with the best theoretical evolutionary white dwarf models, the authors derive an age for the Galactic disk of 9.3±2.0 Gyr. To obtain the age of the universe, one must add the time between the big bang and the first appearance of stars in the Galactic disk. The authors choose a value (and stated error) that can include all of the currently reasonable models describing this early era. They estimate the age of the universe to be 10.3±2.2 Gyr.",
    url = "https://doi.org/10.1086/184864",
    doi = "10.1086/184864",
    openalex = "W1998520428"
}

@article{gott1987astronomical,
    author = "Gott, J. R. and Rees, M. J.",
    title = "Astronomical constraints on a string-dominated universe",
    year = "1987",
    journal = "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society",
    url = "https://doi.org/10.1093/mnras/227.2.453",
    doi = "10.1093/mnras/227.2.453",
    number = "2",
    openalex = "W2058127636",
    pages = "453-459",
    volume = "227"
}

@misc{ferris1988coming3,
    author = "Ferris, T",
    title = "Coming of Age in the Milky Way",
    year = "1988",
    howpublished = "New York, William Morrow",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Ferris, T., 1988, Coming of Age in the Milky Way: New York, William Morrow.}"
}

O universo dominado por cordas localmente se assemelha a um universo aberto e se ajusta às medidas dinâmicas de espectros de potência, abundâncias de aglomerados, distorções de redshift, restrições de lente gravitacional, relações de luminosidade e distância angular e observações de fundo de micro-ondas. Mostramos exemplos de redes que podem dar origem à dominação recente por cordas sem exigir nenhum parâmetro ajustado finamente. Discutimos como observações futuras podem distinguir este modelo de outras cosmologias. 1.

@article{doi101086311074,
    author = "Spergel, David N. e Pen, Ue‐Li",
    title = "Cosmologia em um Universo Dominado por Cordas",
    year = "1997",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "O universo dominado por cordas localmente se assemelha a um universo aberto e se ajusta às medidas dinâmicas de espectros de potência, abundâncias de aglomerados, distorções de redshift, restrições de lente gravitacional, relações de luminosidade e distância angular e observações de fundo de micro-ondas. Mostramos exemplos de redes que podem dar origem à dominação recente por cordas sem exigir nenhum parâmetro ajustado finamente. Discutimos como observações futuras podem distinguir este modelo de outras cosmologias. 1.",
    url = "https://doi.org/10.1086/311074",
    doi = "10.1086/311074",
    openalex = "W2103991091",
    references = "doi1010160370157380900915, doi1010631881088, doi101086177793, doi101086304265, doi1010880305447098029, doi101103revmodphys51591, doi101201b16971, doi105860choice311499, gott1987astronomical, openalexw1800127362, openalexw3007754162"
}

Apresentamos observações espectrais e fotométricas de 10 supernovas do Tipo Ia (SN Ia) na faixa de redshift 0.16 z 0.62. As distâncias de luminosidade desses objetos são determinadas por métodos que empregam relações entre a luminosidade das SN Ia e a forma da curva de luz. Combinado com dados anteriores do nosso High-z Supernova Search Team e resultados recentes de Riess et al., este conjunto expandido de 16 supernovas de alto redshift M \ 1) métodos. Estimamos a idade dinâmica do universo em 14.2 ^1.7 Gyr, incluindo incertezas sistemáticas na escala de distância de Cefeidas atual. Estimamos o provável efeito de várias fontes de erro sistemático, incluindo evolução do progenitor e metalicidade, extinção, viés de seleção de amostra, perturbações locais na taxa de expansão, lente gravitacional e contaminação da amostra. Atualmente, nenhum desses efeitos parece reconciliar os dados com e) " \ 0 q 0 0.

@article{doi101086300499,
    author = "Riess, Adam G. e Filippenko, A. V. e Challis, P. e Clocchiatti, A. e Diercks, Alan H. e Garnavich, P. e Gilliland, Ron e Hogan, Craig J. e Jha, Saurabh W. e Kirshner, R. e Leibundgut, B. e Phillips, M. M. e Reiss, David J. e Schmidt, B. e Schommer, R. A. e Smith, R. Chris e Spyromilio, J. e Stubbs, C. W. e Suntzeff, N. B. e Tonry, J.",
    title = "Evidências Observacionais de Supernovas para um Universo Acelerado e uma Constante Cosmológica",
    year = "1998",
    journal = "The Astronomical Journal",
    abstract = {Apresentamos observações espectrais e fotométricas de 10 supernovas do Tipo Ia (SN Ia) na faixa de redshift 0.16 z 0.62. As distâncias de luminosidade desses objetos são determinadas por métodos que empregam relações entre a luminosidade das SN Ia e a forma da curva de luz. Combinado com dados anteriores do nosso High-z Supernova Search Team e resultados recentes de Riess et al., este conjunto expandido de 16 supernovas de alto redshift M \ 1) métodos. Estimamos a idade dinâmica do universo em 14.2 ^1.7 Gyr, incluindo incertezas sistemáticas na escala de distância de Cefeidas atual. Estimamos o provável efeito de várias fontes de erro sistemático, incluindo evolução do progenitor e metalicidade, extinção, viés de seleção de amostra, perturbações locais na taxa de expansão, lente gravitacional e contaminação da amostra. Atualmente, nenhum desses efeitos parece reconciliar os dados com e) " \ 0 q 0 0.},
    url = "https://doi.org/10.1086/300499",
    doi = "10.1086/300499",
    openalex = "W2073832139"
}

À luz dos recentes avanços significativos tanto no front observacional quanto no teórico, revisamos o status das estrelas anãs brancas como cosmocronômetros. Esses objetos representam os produtos finais da evolução estelar para a vasta maioria das estrelas e, como tal, podem ser usados para restringir as idades de várias populações de estrelas evoluídas na Galáxia. Por exemplo, as anãs brancas mais antigas na vizinhança solar (os remanescentes da primeira geração de estrelas de massa intermediária no disco galáctico) ainda são visíveis e podem ser usadas, em conjunto com a teoria de resfriamento, para estimar a idade do disco. Observações mais recentes sugerem a tantalizante possibilidade de que uma população de anãs brancas muito antigas habite o halo galáctico. Tal população pode contribuir significativamente para a matéria bariônica "escura" na Via Láctea e pode ser usada para obter uma estimativa independente da idade do halo. Além disso, a cosmocronologia de anãs brancas provavelmente desempenhará um papel muito significativo na era vindoura de telescópios gigantes de 8–10 m, quando populações fracas de anãs brancas devem ser rotineiramente descobertas e estudadas em aglomerados abertos e globulares.

@article{doi101086319535,
    author = "Fontaine, G. e Brassard, P. e Bergeron, P.",
    title = "O Potencial da Cosmocronologia de Anãs Brancas",
    year = "2001",
    journal = "Publicações da Sociedade Astronômica do Pacífico",
    abstract = {À luz dos recentes avanços significativos tanto no front observacional quanto no teórico, revisamos o status das estrelas anãs brancas como cosmocronômetros. Esses objetos representam os produtos finais da evolução estelar para a vasta maioria das estrelas e, como tal, podem ser usados para restringir as idades de várias populações de estrelas evoluídas na Galáxia. Por exemplo, as anãs brancas mais antigas na vizinhança solar (os remanescentes da primeira geração de estrelas de massa intermediária no disco galáctico) ainda são visíveis e podem ser usadas, em conjunto com a teoria de resfriamento, para estimar a idade do disco. Observações mais recentes sugerem a tantalizante possibilidade de que uma população de anãs brancas muito antigas habite o halo galáctico. Tal população pode contribuir significativamente para a matéria bariônica "escura" na Via Láctea e pode ser usada para obter uma estimativa independente da idade do halo. Além disso, a cosmocronologia de anãs brancas provavelmente desempenhará um papel muito significativo na era vindoura de telescópios gigantes de 8–10 m, quando populações fracas de anãs brancas devem ser rotineiramente descobertas e estudadas em aglomerados abertos e globulares.},
    url = "https://doi.org/10.1086/319535",
    doi = "10.1086/319535",
    openalex = "W2175046768",
    references = "doi101086133661, doi101086146614, doi101086177381, doi101086184864, doi101086191659, doi101086192204, doi101086192264, doi101086320356, doi101146annurevaa13090175000441, doi1015159781400879175"
}

Resumo Apresentamos um estudo abrangente das propriedades físicas de ∼ 105 galáxias com formação de estrelas mensurável no Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Ao comparar informações físicas extraídas das linhas de emissão com propriedades de continuum, construímos uma imagem da natureza de galáxias formadoras de estrelas em z < 0,2. Desenvolvemos um método de correção de abertura usando imagens resolvidas e mostramos que nosso método remove essencialmente todo o viés de abertura nas estimativas da taxa de formação de estrelas (SFR), permitindo uma estimativa precisa das SFRs totais nas galáxias. Determinamos a densidade de SFR ser 1,915+0,02−0,01 (aleatório)+0,14−0,42 (sistemático) h7010−2 M⊙ yr−1 Mpc−3 em z= 0,1 (para uma função de massa inicial de Kroupa) e estudamos a distribuição da formação de estrelas como função de vários parâmetros físicos. A maioria da formação de estrelas no Universo de baixo redshift ocorre em galáxias de massa moderada (1010–1011 M⊙), tipicamente em galáxias de disco de alta luminosidade superficial. Aproximadamente 15 por cento de toda a formação de estrelas ocorre em galáxias que mostram algum sinal de um núcleo ativo. Cerca de 20 por cento ocorre em galáxias de explosão estelar. Ao focar na SFR por unidade de massa, mostramos que a SFR média do presente ao passado, o parâmetro b de Scalo, é quase constante ao longo de quase três ordens de magnitude em massa, declinando apenas em M* > 1010 M⊙. O parâmetro b médio por volume é 0,408+0,005−0,002 (aleatório)+0,029−0,090 (sistemático)h−170. Usamos este valor para restringir a história da formação de estrelas do Universo. Para a cosmologia de concordância, o Universo atual está formando estrelas a pelo menos 1/3 de sua taxa média passada. Para uma história de formação de estrelas cósmica exponencialmente decrescente, isso corresponde a uma escala de tempo de 7+0,7−1,5 Gyr. Em acordo com outros trabalhos, encontramos uma correlação entre b e tipo morfológico, bem como uma correlação estreita entre a quebra de 4000-Å (D4000) e b. Discutimos como D4000 pode ser usado para estimar parâmetros b para galáxias de alto redshift.

@article{doi101111j13652966200407881x,
    author = "Brinchmann, J. e Charlot, S. e White, Simon D. M. e Tremonti, Christy e Kauffmann, Guinevere e Heckman, Timothy M. e Brinkmann, J.",
    title = "As propriedades físicas de galáxias formadoras de estrelas no Universo de baixo redshift",
    year = "2004",
    journal = "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society",
    abstract = "Resumo Apresentamos um estudo abrangente das propriedades físicas de ∼ 105 galáxias com formação de estrelas mensurável no Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Ao comparar informações físicas extraídas das linhas de emissão com propriedades de continuum, construímos uma imagem da natureza de galáxias formadoras de estrelas em z \< 0,2. Desenvolvemos um método de correção de abertura usando imagens resolvidas e mostramos que nosso método remove essencialmente todo o viés de abertura nas estimativas da taxa de formação de estrelas (SFR), permitindo uma estimativa precisa das SFRs totais nas galáxias. Determinamos a densidade de SFR ser 1,915+0,02−0,01 (aleatório)+0,14−0,42 (sistemático) h7010−2 M⊙ yr−1 Mpc−3 em z= 0,1 (para uma função de massa inicial de Kroupa) e estudamos a distribuição da formação de estrelas como função de vários parâmetros físicos. A maioria da formação de estrelas no Universo de baixo redshift ocorre em galáxias de massa moderada (1010–1011 M⊙), tipicamente em galáxias de disco de alta luminosidade superficial. Aproximadamente 15 por cento de toda a formação de estrelas ocorre em galáxias que mostram algum sinal de um núcleo ativo. Cerca de 20 por cento ocorre em galáxias de explosão estelar. Ao focar na SFR por unidade de massa, mostramos que a SFR média do presente ao passado, o parâmetro b de Scalo, é quase constante ao longo de quase três ordens de magnitude em massa, declinando apenas em M* \> 1010 M⊙. O parâmetro b médio por volume é 0,408+0,005−0,002 (aleatório)+0,029−0,090 (sistemático)h−170. Usamos este valor para restringir a história da formação de estrelas do Universo. Para a cosmologia de concordância, o Universo atual está formando estrelas a pelo menos 1/3 de sua taxa média passada. Para uma história de formação de estrelas cósmica exponencialmente decrescente, isso corresponde a uma escala de tempo de 7+0,7−1,5 Gyr. Em acordo com outros trabalhos, encontramos uma correlação entre b e tipo morfológico, bem como uma correlação estreita entre a quebra de 4000-Å (D4000) e b. Discutimos como D4000 pode ser usado para estimar parâmetros b para galáxias de alto redshift.",
    url = "https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x",
    doi = "10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x",
    openalex = "W2166365370",
    references = "doi101086145971, doi1023071269179, doi1023073556160"
}

Espectrógrafos astronômicos analisam a luz emitida pelo Sol, estrelas, galáxias e outros objetos no Universo, e têm sido utilizados em astronomia desde o início do século XIX. Este livro fornece uma descrição abrangente dos espectrógrafos sob uma perspectiva histórica, desde sua teoria e desenvolvimento nos últimos dois séculos até os avanços recentes do início do século XXI. O autor combina os princípios teóricos por trás do design de espectrógrafos astronômicos com seu desenvolvimento histórico. São considerados espectrógrafos de todos os tipos, com elementos dispersores de prismas, grades ou grisms. Incluem-se Cassegrain, coudé, foco primário, échelle, alimentados por fibra, ultravioleta, nebulosa, prisma objetivo, instrumentos multi-objeto e aqueles que são terrestres, em foguetes e balões ou no espaço. O livro contém várias tabelas listando os instrumentos mais significativos, cerca de 900 referências e mais de 150 imagens, tornando-o uma referência indispensável para astrônomos profissionais, estudantes de pós-graduação, astrônomos amadores avançados e historiadores da ciência.

@book{doi101017cbo9780511735288,
    author = "Hearnshaw, J. B.",
    title = "Astronomical Spectrographs and their History",
    year = "2009",
    booktitle = "Cambridge University Press eBooks",
    abstract = "Espectrógrafos astronômicos analisam a luz emitida pelo Sol, estrelas, galáxias e outros objetos no Universo, e têm sido utilizados em astronomia desde o início do século XIX. Este livro fornece uma descrição abrangente dos espectrógrafos sob uma perspectiva histórica, desde sua teoria e desenvolvimento nos últimos dois séculos até os avanços recentes do início do século XXI. O autor combina os princípios teóricos por trás do design de espectrógrafos astronômicos com seu desenvolvimento histórico. São considerados espectrógrafos de todos os tipos, com elementos dispersores de prismas, grades ou grisms. Incluem-se Cassegrain, coudé, foco primário, échelle, alimentados por fibra, ultravioleta, nebulosa, prisma objetivo, instrumentos multi-objeto e aqueles que são terrestres, em foguetes e balões ou no espaço. O livro contém várias tabelas listando os instrumentos mais significativos, cerca de 900 referências e mais de 150 imagens, tornando-o uma referência indispensável para astrônomos profissionais, estudantes de pós-graduação, astrônomos amadores avançados e historiadores da ciência.",
    url = "https://doi.org/10.1017/cbo9780511735288",
    doi = "10.1017/cbo9780511735288",
    openalex = "W1665688180"
}

O resfriamento contínuo de uma anã branca é pontuado por eventos que afetam sua taxa de resfriamento. O mais significativo desses eventos é a cristalização de seu núcleo, uma transição de fase que ocorre uma vez que o interior C/O tenha esfriado abaixo de uma temperatura crítica. Esta transição libera calor latente, bem como energia gravitacional devido à redistribuição dos íons C e O durante a solidificação, retardando assim a evolução da anã branca. A assinatura observacional inequívoca da cristalização do núcleo – um acúmulo de objetos na sequência de resfriamento – foi recentemente relatada. No entanto, os modelos de evolução existentes têm dificuldade em reproduzir quantitativamente essa assinatura, levantando dúvidas sobre sua precisão quando usados para medir as idades de populações estelares. O tempo e a quantidade de energia liberada durante a cristalização dependem da forma exata do diagrama de fases C/O. Utilizando o método avançado de integração Gibbs–Duhem e simulações de Monte Carlo de última geração das fases sólida e líquida, obtivemos uma versão muito precisa desse diagrama de fases que permite um modelagem precisa da transição de fase. Apesar dessa melhoria, a magnitude do acúmulo de cristalização permanece subestimada pelos atuais modelos de evolução. Concluímos que a liberação de calor latente e a sedimentação de O sozinhas não são suficientes para explicar as observações, e que outros mecanismos físicos não contabilizados, possivelmente separação de fase de 22 Ne, desempenham um papel importante.

@article{blouin2020toward,
    author = "Blouin, Simon e Daligault, Jérôme e Saumon, Didier e Bédard, Antoine e Brassard, Pierre",
    title = "Em direção à cosmocronologia de precisão",
    year = "2020",
    journal = "Astronomy \& Astrophysics",
    abstract = "O resfriamento contínuo de uma anã branca é pontuado por eventos que afetam sua taxa de resfriamento. O mais significativo desses eventos é a cristalização de seu núcleo, uma transição de fase que ocorre uma vez que o interior C/O tenha esfriado abaixo de uma temperatura crítica. Esta transição libera calor latente, bem como energia gravitacional devido à redistribuição dos íons C e O durante a solidificação, retardando assim a evolução da anã branca. A assinatura observacional inequívoca da cristalização do núcleo – um acúmulo de objetos na sequência de resfriamento – foi recentemente relatada. No entanto, os modelos de evolução existentes têm dificuldade em reproduzir quantitativamente essa assinatura, levantando dúvidas sobre sua precisão quando usados para medir as idades de populações estelares. O tempo e a quantidade de energia liberada durante a cristalização dependem da forma exata do diagrama de fases C/O. Utilizando o método avançado de integração Gibbs–Duhem e simulações de Monte Carlo de última geração das fases sólida e líquida, obtivemos uma versão muito precisa desse diagrama de fases que permite um modelagem precisa da transição de fase. Apesar dessa melhoria, a magnitude do acúmulo de cristalização permanece subestimada pelos atuais modelos de evolução. Concluímos que a liberação de calor latente e a sedimentação de O sozinhas não são suficientes para explicar as observações, e que outros mecanismos físicos não contabilizados, possivelmente separação de fase de 22 Ne, desempenham um papel importante.",
    url = "https://doi.org/10.1051/0004-6361/202038879",
    doi = "10.1051/0004-6361/202038879",
    openalex = "W4288080073",
    pages = "L11",
    volume = "640",
    references = "doi101007s0015901000331, doi101046j13658711200003426x, doi1010631465023, doi101086133661, doi101086145971, doi101086184864, doi101086319535, doi101086516819, doi1010880004637x7302128, doi101093mnrassty3016"
}