Resultats de la cerca

Estudià a Estrasburg i Munic L’any 1896 entrà com a assistent a l’observatori Kuffner Viena fou professor a Munic 1899-1901 i Göttingen 1901-09 i després director de l’observatori astrofísic de Potsdam Estudià els problemes de la fotometria estellar, tant visual com fotogràfica Suggerí la possibilitat que la geometria de l’espai no fos euclidiana i estudià el problema de l’orientació de la cua dels cometes El 1905 observà a Algèria un eclipsi total de Sol, i estudià el fenomen anomenat flash spectrum Publicà un treball sobre la transferència d’energia a la superfície solar S'interessà per l’…

Després d’estudiar a Göttingen i a Oslo, anà als EUA, on exercí la docència i la recerca a les universitats de Harvard 1937-40, Columbia 1940-47 i Princeton 1947-79 Fou president de l’American Astronomical Society 1970-72 i vicepresident de la Unió Astronòmica Internacional 1964-70 Investigà la constitució interna i l’evolució estelar i fou un dels primers científics a dissenyar i utilitzar telescopis espacials per a les observacions astronòmiques Stratoscope I i II Publicà, entre altres obres, Structure and Evolution of the Stars 1958

Si l’objecte té una massa M , el radi de Schwarzschild és donat per l’expressió R S =2 GM/c 2 , on G és la constant de gravitació i c és la velocitat de la llum en el buit Si el radi d’un cos sotmès a collapse gravitacional esdevé menor que el corresponent R S , aleshores la velocitat d’escapament és més gran que la velocitat de la llum i, per tant, l’objecte es converteix en un forat negre Per a un estel com el Sol, el radi de Schwarzschild és d’uns 3 km

La matèria i la radiació provindrien d’un forat negre situat en un altre lloc de l’espaitemps Aquestes entitats foren descrites per primera vegada cap a l’any 1930 per Einstein i Rose, poc després que K Schwarzschild estudiés teòricament les característiques dels forats negres, l’existència dels quals postulà aplicant les equacions de la teoria general de la relativitat al cas límit d’una concentració de massa de densitat infinita Segons Einstein i Rose, les equacions escrites per Schwarzschild admetien una segona solució, segons la qual hom podria imaginar l’…

Els límits de l’atmosfera estellar no són pas ben definits, ni cap al centre de l’estel, ni cap enfora d’una banda, les capes més exteriors anomenades cromosfèriques no contribueixen gaire a la formació de l’espectre i, per tant, no són estudiades com formant part de les atmosferes estellars d’altra banda, hom tampoc no hi considera incloses les capes més profundes, per tal com llur radiació és absorbida per les capes superiors i no arriba a l’observador Resta així una atmosfera estellar de gruix variable, però que sempre és reduïda en relació amb el radi R de l’estel, la qual cosa permet de…

De pare i mare físics, emigrà els anys trenta a Austràlia amb la seva família per a fugir de la persecució als jueus Graduat 1946 en física per la Universitat de Sydney, amplià estudis a Birmingham Gran Bretanya amb Rudolf Peierls i Martin Schwarzschild , i obtingué el doctorat el 1948 Posteriorment anà a la Universitat de Cornell EUA, on el 1957 fou nomenat professor i on exercí la recerca i la docència fins a la jubilació 1997 Desenvolupà les principals aportacions conjuntament amb Hans Albrecht Bethe en els anomenat ‘procés de Salpeter’, i ''equació de Bethe-Salpeter’, amb els…

Els espectres van des del tipus G5 fins al M1, i el seu color és groc o vermell A causa de les seves dimensions elevades, la seva brillantor intrínseca és de cent a mil vegades més gran que la dels estels de la seqüència principal que pertanyen al mateix tipus espectral La seva densitat, al contrari, és molt petita, puix que la massa és la mateixa que la dels estels corresponents de la seqüència principal Aquests estels són en un estat de la seva evolució més avançat que el dels astres de la seqüència principal La transformació d’un astre en un gegant vermell s’esdevé quan el 10% del seu…

Un collapse d’aquest tipus es pot produir en un núvol de matèria interestellar, tot constituint la primera etapa de la gènesi d’un estel, i en aquest cas el collapse es realitza d’una manera relativament lenta, aturant-se quan la pressió cap enfora augmenta a mesura que el gas interestellar s’escalfa, en comprimir-se, i iguala la força de la gravitació cap al centre del núvol Un altre collapse molt més brusc és el que es produeix durant l’explosió d’una supernova En aquest cas les regions centrals d’un estel s’esfondren en poques hores i donen lloc a un cos superdens d’unes desenes de…