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22 agosto 2014 5 22 /08 /agosto /2014 16:12
The Metal-Rich UniverseThe Metal Rich Universe Official Poster

The Metal-Rich Universe (Cambridge Contemporary Astrophysics) Paperback – October 25, 2012

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The conference is organized by the Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) and will be held from 12-16 June, 2006 at Hotel H10 Taburiente Playa, Los Cancajos, La Palma, Canary Islands, Spain.  See a static map of La Palma or in Google Maps. The Second Announcement with full information is available in PDF format.

Results of the questionnaire (PDF)

Scientific Rationale

The metal-rich Universe can shed new lights on very topical subjects, extending and complementing our knowledge of the physical processes that are more commonly studied at solar and low metallicities. Among those processes and problems we may cite the following ones:

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  • What is the highest [Fe/H] attained?.
  • What are the abundance trends and dispersions of abundance ratios in the metal-rich Galactic bulge and thin disk?.
  • What is the nature of Super Metal Rich (SMR) stars and what do they imply about early Galactic chemical evolution (age-metallicity relation)?.  What do they teach about metallicity-dependent nucleosynthesis yields?.  How does the observed Galactic radial metallicity gradient in the disk constrain the radial flow origin of SMR stars?.
  • What is the effect of high metallicity on star formation? Does the initial mass function vary at high metallicities?.
  • It is now well established that stars rich in metals are more likely to harbor planets.  Does this mean that there is a minimum metallicity for planets to form around stars?
  • What is the effect of high metallicity on stellar evolution?.  One can expect that the most massive stars lose more mass through radiatively driven stellar winds.  How does it affect stellar rotation, stellar parameters and evolutionary tracks?.
  • What are the consequences on the stellar populations expected and on the chemical enrichment of the interstellar medium?.
  • As the number of extrasolar planets has grown - more than 140 stars are now known to have planets, this has triggered careful and detailed abundance studies of more and more metal-rich stars. Trends of the abundances of many element at high metallicity are now available and wait for an interpretation in terms of stellar nucleosynthesis and chemical evolution models.  Are the observed trends in agreement with the predictions of current stellar and chemical evolution models?.
  • Is the center of the Galaxy metal rich?.  The good adequacy of the models in the high metallicity regime is of great interest for the study of the central regions of galaxies, some thought to have higher than solar metallicity.  The question of the metallicity of the central region of our own galaxy  and its stellar content will be addressed in this context.  Also it appears that many quasar environments are metal-rich out to redshifts of at least 5.  Low-resolution, integrated-light, spectra of giant elliptical galaxies imply a mean metallicity of some objects equal to, or greater than, the most metal-rich stars in the Galaxy.  Is this real, and if so, how can it have occurred? A better knowledge of star formation and evolution in high metallicity regions appear thus as a key element to progress in these areas of research.

Whereas several conferences on metal poor stars have been organized in the last few years, none on metal rich stars has been held in spite of recent progresses in the field. In this conference the different aspects related to the above issues will be addressed. More specifically, the latest observations of metal rich stars (in the field, clusters, bulge, planet hosts etc.) will be presented.  On the theoretical side, models atmospheres and spectral line formation, models of star formation and stellar evolution nucleosynthesis at high [Fe/H] will be discussed and uncertainties examined.

Main topics

  • Abundances in Galactic Bulge and Disk.
  • Metal rich clusters, HII regions.
  • Stars with exoplanets, metallicity and planet formation.
  • Age-metallicity relation, Star Formation and IMF Variations.
  • Metal rich hot stars and their winds.
  • Stellar evolution and yields at [Fe/H] > 0: Massive stars, supernovae and AGBs.
  • Chemical evolution at [Fe/H] > 0, abundances in ISM.
  • Extragalactic objects: Starbursts, Elliptical galaxies.
http://www.iac.es/proyecto/mru/img/banner.jpg
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Origin of Metals in the Universe - The Daily Galaxy

www.dailygalaxy.com/.../origin-of-metals-in-the-uni...T
26/3/2014 - Origin of Metals in the Universe --A Key Factor in the Creation and ... was the origins of these elements, known in astronomical terms as metals.
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Recientemente se han llevado a cabo varios análisis espectroscópicos de estrellas con planetas. Uno de los resultados más relevantes ha sido descubrir que las estrellas con planetas son en promedio más metálicas que las estrellas del mismo tipo espectral sin planetas conocidos (Santos, Israelian & Mayor 2001, A&A, 373, 1019; 2004, A&A, 415, 1153). Existen dos hipótesis posibles para relacionar el exceso de metalicidad con la presencia de planetas. La primera es la del “autoenriquecimiento” que atribuye el origen de la sobreabundancia de metales observada en estrellas con planetas a la acreción sobre la estrella madre de grandes cantidades de material planetario rocoso, rico en metales y pobre en elementos como H y He. La hipótesis contraria es la principal y considera que el exceso de metales sea debido al alto contenido en metales de la nube protoplanetaria a partir de la cual se formó el sistema estrella-planeta.

La evidencia de que hay vida fuera de la Tierra la obtendremos en 10 años // Astrofísico Garik Israelian

 

Los elementos ligeros pueden proporcionar información valiosa sobre la mezcla, la difusión y la evolución del momento angular en estrellas con planetas, así como sobre la actividad estelar causada por la interacción con exoplanetas (Santos, Israelian, García López et al. 2004, A&A, 427, 1085; Israelian et al. 2004, A&A, 414, 601). Estudios sobre el berilio, el litio y la razón isotópica 6Li/7Li podrían aportar pruebas para distinguir entre las diferentes teorías de formación planetaria (Sandquist et al. 2002, ApJ, 572, 1012). Israelian et al. encontraron evidencias de la caída de un planeta o de material protoplanetario sobre la estrella HD82943 (2001, Nature, 411, 163; 2003, A&A, 405, 753).

Si el “autoenriquecimiento” fuera el principal responsable del exceso de metalicidad de las estrellas con planetas, eso implicaría una sobreabundancia relativa de elementos refractarios (Si, Mg, Ca, Ti, etc.) respecto a los volátiles (CNO, S y Zn). Se han llevado a cabo varios estudios espectroscópicos del hierro (Santos et al. 2001, A&A, 373, 1019; 2003, A&A, 398, 363; 2004, A&A, 415, 1153) y de otros elementos (Bodaghee et al 2003, A&A, 404, 715; Ecuvillon, Israelian, Santos et al. 2004, A&A, 418, 703; 2004, A&A, 426, 619; 2006, A&A, 445,633; 2006, A&A, 449, 809; Gilli, Israelian, Ecuvillon, et al. 2006, A&A, 449,723).

El análisis espectroscópico de estrellas ricas en metales también proporciona información valiosa sobre las tasas de eyección al medio interestelar de elementos químicos producidos por explosiones de supernova en los últimos 10 mil millones de años. Otro método alternativo para investigar los productos de las explosiones de supernova es el estudio de las estrellas compañeras de los sistemas binarios de rayos X.

 

Las estrellas compañeras en sistemas binarios de rayos X de baja masa han sobrevivido a estas explosiones de supernova y quizás han podido capturar parte del material eyectado en la explosión. Este material se mezclará en la zona de convección con el material de la estrella, de forma que las abundancias de los elementos presentes en el material eyectado se modificarían. Así pues el estudio de anomalías químicas en las atmósferas de las estrellas secundarias en estos sistemas puede darnos información sobre la nucleosíntesis y evolución estelar en estrellas masivas y sobre la complejidad de las explosiones de supernova. Este nuevo enfoque fue aplicado por vez primera por Israelian et al. (1999, Nature 401, 142) en el espectro de GRO J1655-40 (Nova Scorpii 1994), un sistema binario de rayos X que contiene el agujero negro cuya determinación de masa es la más precisa. El análisis mostraba abundancias de O, Mg, S, Si desde 6 hasta 10 veces mayores que las encontradas en el Sol. Estos autores lo interpretaron como evidencia de que había habido una explosión de supernova que dio lugar al agujero negro, y que la estrella compañera de baja masa no podía haber sintetizado estos elementos.

Las explosiones de supernova son responsables del progresivo enriquecimiento del medio interestelar por elementos pesados. Las tendencias marcadas por las abundancias relativas de diferentes elementos químicos en función de la metalicidad aportan información sobre sus ritmos de formación y nucleosíntesis en diferentes tipos de supernova. La nueva generación de telescopios de clase 4-10 metros ha mejorado drásticamente la calidad de las observaciones espectroscópicas. Mientras tanto, las herramientas computacionales permiten estudiar la formación de líneas espectrales en NLTE en átomos tan complejos como el Fe. Gracias a esos progresos se han descubierto nuevas e interesantes tendencias de las abundancias de O, S y N (Israelian et al. 1998, ApJ, 507, 805; 2001, ApJ, 551,833; 2004, A&A, 421, 649). Además se ha demostrado, por vez primera, que los modelos de atmósfera 1D estándares de estrellas gigantes muy pobres en metales son incapaces de resolver los conflictos entre abundancias obtenidas a partir de diferentes líneas espectrales de oxígeno y magnesio (Israelian et al. 2004, A&A, 419, 1095). Se proyecta continuar estudios consistentes de abundancias en una selección de estrellas pobres en metales, con el objetivo de comprender por qué y cuándo los modelos 1D fallan como herramientas de síntesis espectral. 

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Hitos 

El uso de una amplia muestra de dwarf hosts de tipo FGK nos muestra que los planetas que orbitan alrededor de estrellas pobres en metales tienen períodos más largos que los de los sistemas ricos en metales. Esta tendencia es válida para las masas, al menos, de ≈ 10 M ⊕ a ≈ 4 MJup. Planetas similares a la Tierra que orbitan alrededor de estrellas ricas en metales siempre muestran períodos más cortos (menos de 20 días) que aquellas que orbitan estrellas pobres en metales.

 

Sin embargo, en el régimen de corto periodo hay un número similar de planetas que orbitan alrededor de estrellas pobres en metales. También se encontró evidencia estadística significativa de que los planetas gigantes de masas muy altas (con una masa superior a 4 MJup) tienen un promedio de órbitas más excéntricas que los planetas gigantes con menor masa. Por último, se muestra que la excentricidad de planetas con masas superiores a 4 MJup tiende a ser menor en los planetas con períodos más cortos.

Se encuentra que los planet hosts evolucionados son más pobres en metales que las estrellas enanas con planetas gigantes. Sin embargo, existe un sesgo en las muestras de estrellas gigantes en las que se buscan planetas. Debido a un corte en el color, las estrellas de baja gravedad ricas en metales se quedan fuera de las muestras, por lo que es difícil comparar las estrellas enanas con las estrellas gigantes. Además, no se encuentra un aumento en la metalicidad para las gigantes rojas con planetas (log g < 3,0 dex) con respecto a las gigantes rojas sin planetas.

Se presentó un nuevo catálogo de parámetros estelares para los tipos FGK y M de estrellas con planetas detectados por velocidad radial, tránsito, y astrometría. Para el catálogo, y siempre que sea posible, se utilizaron los parámetros derivados de trabajos anteriores publicados por nuestro equipo, a través de metodologías bien definidas para la derivación de los parámetros atmosféricos estelares. Este conjunto de parámetros equivale a más del 65% de todas las estrellas con planetas conocidos, incluyendo más del 90 % de todas las estrellas con planetas descubiertos por medio de surveys de velocidad radial.

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Se ha descubierto un gap en el plano [α / Fe]-[Fe / H] para las estrellas con enriquecimiento de elementos α, y mediante la realización de un test de Monte Carlo obtuvimos una probabilidad mayor del 99,99 % de que este gap no se debe al pequeño número de la muestra. Nuestro análisis muestra un gradiente negativo de la velocidad de rotación de las estrellas del disco delgado con [Fe / H] (-17 km s 1 dex- 1), y un gradiente positivo, tanto para el disco grueso como para las estrellas con alto contenido en el elementos α y enriquecidas en metales con la misma magnitud de aproximadamente 42 kilómetros s - 1 dex- 1.

 

Para las estrellas del disco delgado no se observó ninguna correlación entre las excentricidades orbitales y la metalicidad, pero observamos un gradiente negativo para el disco grueso y las estrellas con alto contenido en el elementos α y enriquecidas en metales con prácticamente la misma magnitud (≈ -0.18 dex- 1). Las correlaciones observadas para las estrellas cercanas (de media 45 parsecs) a partir de datos de alta precisión, en general, están de acuerdo con los resultados obtenidos para la muestra de SDSS de estrellas situadas más lejos del plano galáctico. Nuestros resultados sugieren que la migración radial jugó un papel importante en la formación y evolución del disco delgado.

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Pruebas Observacionales de los Procesos de Nucleosíntesis en el Universo (P/300423)

G ISRAELIAN

J. Casares Velázquez, R.J. García López, R. Rebolo López, J.I. González Hernández, L. Suárez Andrés, S. Bertrán de Lis 

Colaboradores del IAC: A. Herrero Davó, J. Trujillo Bueno

M. Mayor, S. Udry, F. Pepe, G. Meynet, A. Maeder (Obs. Ginebra, Suiza); N. Santos, S. Sousa (Centro de Astrofisica da Universidade do Porto, Portugal); P. Bonifacio (Obs. Meudon, Francia); P. Molaro (Obs. Trieste, Italia); N. Shchukina (Obs. Kiev, Ucraina); C. Melo (ESO, Chile), S. Randich (Arcetri, Italia); F. Musaev (SAO, Rusia); A. Livshits (Univ. Moscú, Rusia); B. May, M. Rowan Robbinson (IC, RU), S. Dermott (Univ Florida, EEUU); J. Jenkins (SETI / NASA Ames, EEUU), M. Showalter (SETI, EEUU)

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Archivo:Mars Terra2.JPG

 

Marte terraformado en concepción artística

La terraformación de un planeta, satélite o algún otro cuerpo celeste es un proceso hipotético de modificar expresamente su atmosfera, temperatura y condiciones ecológica para volverlo similar a la Tierra y habitable por los humanos. El término  terraformación, ocasionalmente se tiene como sinònimo de ingenieria planetaria.

M.A.V.E.N.: pesquisando la atmósfera marciana con miras a ...

cinabrio.over-blog.es/article-m-a-v-e-n-pesquisando-la-atmosfera-marcia...
29/10/2013 - cinabrio.over-blog.es .... TERRAFORMACIÓN de MARTE La terraformación es el proceso por el ... TERRAFORMAR MARTE 1 - NATGEO 2011.

* Malcolm Allison H  2014

 

 

 

 

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  • : Ecología y sostenibilidad socioambiental, énfasis en conservación de ríos y ecosistemas, denuncia de impacto de megaproyectos. Todo esto es indesligable de la política y por ello esta también se observa. Ecology, social and environmental sustainability, emphasis on conservation of rivers and ecosystems, denounces impact of megaprojects. All this is inseparable from politics, for it, the politics is also evaluated.
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  • Malcolm Allison H malcolm.mallison@gmail.com
  • Biólogo desde hace más de treinta años, desde la época en que aún los biólogos no eran empleados de los abogados ambientalistas. Actualmente preocupado …alarmado en realidad, por el LESIVO TRATADO DE(DES)INTEGRACIÓN ENERGÉTICA CON BRASIL
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