u.2.- fases finales de las estrellas masivas

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ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2 - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC
Unidad didáctica 2:
Fases finales de las estrellas masivas
Posible agujero negro
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ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-01- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
2.1. Muertes espectaculares
●
Estrellas de gran masa
●
Fotodesintegración del hierro
●
Neutronización del núcleo
●
Explosión de supernova (tipo II)
Estrellas de gran masa
Figura 3-2-1:. Estructura de una estrella masiva cerca del final de su vida. La energía de
la estrella procede de seis capas fuentes concentricas, semejantes a la estructura de
una cebolla, que ocupan un volumen similar a la Tierra, mientras que la estrella,
supergigante roja, es tan grande como la órbita de Júpiter.
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Las estrellas mas masivas terminan sus vidas de forma bastante diferente a
las estrellas poco masivas. Una estrella masiva es capaz de producir mas
reacciones nucleares en su núcleo. Después de la fusión del helio, la
contracción gravitacional del núcleo aumenta la temperatura central a 600
millones de grados a ésta temperatura el carbono puede fusionarse y detener
la contracción sin haberse degenerado el núcleo. La fusión del carbono
produce neón, magnesio y oxígeno
Sí una estrella tiene en la secuencia principal por lo menos 9M¤ , su
temperatura central puede subir a los 1000 millones de grados y a ésta
temperatura se produce la fusión del neón. Este proceso usa el neón
acumulado de la fusión del carbono y aumenta la concentración de oxigeno y
magnesio en el núcleo. Una vez agotado el neón en el centro, se vuelve a
producir la compresión del núcleo y sí alcanza la temperatura de 1 500
millones de grados empieza la fusión del oxigeno que produce además una
gran variedad de elementos, isótopos de silicio, de azufre, de fósforo y más
magnesio. Esta fase es la forma típica en que una estrella masiva crea
diferentes elementos químicos.
Algunas de las reacciones producen neutrones, los cuales se combinan con
los núcleos, creando nuevos isótopos que no se forman en las reacciones
nucleares y, así, la estrella fabrica prácticamente todos los elementos del
sistema periódico.
Cuando un combustible se agota en el núcleo de la estrella, la presión
disminuye y empieza la contracción gravitacional que aumenta la temperatura
central y empieza la fusión de las cenizas de la fase previa, junto con la capa
fuente externa donde continua fusionándose el resto del combustible. Cada
reacción nuclear sucesiva ocurre en un tiempo más corto que la anterior. Por
ejemplo, para una estrella de 25M¤ la fusión del carbono dura sólo 600 años,
la del neón 1 año y la fusión del oxigeno tan sólo 6 meses. Una vez finalizada
la compresión eleva la temperatura central a 3 000 millones de grados y se
inicia la fusión del silicio. Esta reacción ocurre tan vigorosamente que todo el
silicio del núcleo se consume en 1 día. Las cenizas de este proceso, que
implica ciento de reacciones nucleares, es un isótopo estable del hierro, uno
de los elementos más estables del sistema periódico y con mayor energía de
enlace. Por tanto el hierro no puede servir de combustible para otra reacción
nuclear, ya que los núcleos de hierro son muy compactos y no se puede
extraer energía de ellos combinándolos en elementos más pesados. Con la
presencia de grandes cantidades de hierro las reacciones nucleares terminan.
La creación del núcleo inerte rico en hierro conduce inexorablemente a la
muerte violenta de la estrella masiva. Ahora la estrella tiene un núcleo de
hierro y su estructura en capas se asemeja a una cebolla, el núcleo de hierro
inerte está rodeado por capas que contienen los productos de fusión de los
periodos nucleares anteriores: silicio, magnesio, oxigeno, carbono, helio e
hidrógeno (Figura 3-2-1). Toda esta región de producción de energía tiene un
tamaño como la Tierra, mientras que la atmósfera de la estrella enormemente
expandida es casi tan grande como la órbita de Júpiter (Figura 3-2-1).
Como el hierro no se fusiona, los electrones no pueden soportar el peso de
las capas exteriores sólo con la presión de degeneración, ya que continua
aumentando la cantidad de hierro, por la fusión del silicio en la capa fuente
que rodea al núcleo. La presión del gas degenerado no puede soportar el peso
de la estrella y el núcleo empieza a colapsarse.
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Fotodesintegración del hierro
En una estrella de 25M¤ , la presión de los electrones degenerados falla a
densidades del orden de 1012 kg m-3 y el núcleo se colapsa, en cuestión de
una décima de segundo la temperatura central alcanza más de 5 000 millones
de grados. Los fotones, asociados a ésta elevada temperatura, son muy
energéticos y empiezan a romper los núcleos de hierro en partículas a
(núcleos de helio), y estas a su vez se rompen en protones y neutrones, este
proceso se llama la fotodesintegración del hierro. En menos de un segundo el
núcleo colapsante deshace todos los efectos de la fusión nuclear que
ocurrieron durante los 10 millones de años anteriores. Pero para romper los
núcleos de hierro se necesita una gran cantidad de energía, el proceso de
desintegración es el opuesto al de fusión nuclear no sólo no produce energía
sino que tiene lugar a expensas de la energía térmica de la estrella, enfriando
su núcleo y disminuyendo su presión. En consecuencia no se detiene la
contracción, al contrario, el núcleo continua colapsandose más rápidamente
hasta que su densidad es tan alta que es del orden de la densidad nuclear.
Neutronización del núcleo
El núcleo ahora está constituido por partículas elementales, electrones,
protones, neutrones y fotones y a esta densidad tan alta los electrones se
combinan con los protones para dar neutrones y neutrinos,
protones + electrones ⇒ neutrones + neutrinos
Este proceso se llama neutronización del núcleo, como los neutrinos no
interaccionan con la materia, escapan del núcleo al espacio y se llevan
energía con ellos. La desaparición de los electrones y la escapada de los
neutrinos empeora la estabilidad del núcleo, no hay nada que evite el colapso
del núcleo hasta que los neutrones están en contacto unos con otros y la
densidad es de 1015 kg m-3. En este punto, los neutrones juegan el mismo
papel que los electrones en una enana blanca, cuando están muy juntos se
repelen unos a otros y ejercen una presión que se opone a la fuerza
gravitacional. Esta presión de degeneración de los neutrones empieza a
detener el colapso, que finalmente se detiene a densidades del orden de 1017
a 1018 kg m-3
Explosión de supernova (tipo II)
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A estas enormes densidades la materia es virtualmente incompresible, el
núcleo detiene su colapso bruscamente y después rebota. En este rebote, que
dura una fracción de segundo, se forma una onda de choque muy energética
que atraviesa toda la estrella a gran velocidad llevándose todas las capas, por
encima del núcleo más interno de hierro, al espacio. La estrella explota de una
forma muy violenta emitiendo una tremenda energía, esta muerte espectacular
de una estrella masiva se conoce como explosión de supernova (tipo II).
Durante unos días la supernova puede ser tan brillante como toda la galaxia
en la que reside.
Para una estrella de 25 M¤ , en su explosión como supernova, expulsará
24M¤ dejando un núcleo colapsado de 1M¤ llamado una estrella de
neutrones.
Con diferentes condiciones iniciales, el núcleo colapsado que queda puede
ser más masivo y recibe el nombre de agujero negro.
En esta explosión de supernova se lanza una fracción importante de la masa
de la estrella al medio interestelar, que de esta manera se enriquece
progresivamente en elementos pesados fabricados por las estrellas. Además,
el resto que queda después de la explosión de supernova está en expansión,
y puede colisionar con el polvo y gas interestelar ayudando a la contracción
de las nubes interestelares que dan lugar al nacimiento de nuevas estrellas
produciéndose, así, un ciclo de vida y muerte de las estrellas.
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Figura 3-2-2: Supernova de 1987 A observada el 23 de Febrero de 1987 desde Chile y
que se originó en la Gran Nube de Magallanes. Estrella progenitora (imagen derecha).
La energía liberada en la explosión de supernova es tan grande que son
fácilmente observables, incluso cuando ocurren en otras galaxias. Como
ejemplo tenemos la supernova de 1987 A observada el 23 de Febrero de 1987
desde Chile y que se originó en la Gran Nube de Magallanes (Figura 3-2-2) y
más recientemente la 1994 en la galaxia espiral M51 (Figura 3-2-3).
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Figura 3-2-3: Supernova 1994 (indicada por una flecha) en la galaxia espiral M51.
Existen evidencias observacionales de las supernovas que han ocurrido en
nuestra Galaxia, ocasionalmente la explosión puede verse desde la Tierra. La
explosión de supernova deja una nebulosa en expansión que se llama resto
de supernova. El mejor estudiado es el conocido como la Nebulosa del
Cangrejo (Figura 3-2-4), es el resto de la supernova que explotó en el año 1054
y que fue observada por los astrónomos chinos que la describen como más
brillante que Venus y que pudo verse de día durante casi un mes. Se puede
calcular la velocidad de expansión comparando fotografías tomadas en
distintas épocas, así se conoce la distancia recorrida por el gas durante ese
tiempo, las velocidades obtenidas son de varios miles de kilómetros por
segundo. Retrotrayéndose en el tiempo, cuando la nebulosa era puntual (un
punto en el centro), se obtiene que la explosión debió ocurrir alrededor de
hace 900 años, esta fecha coincide bastante bien con las observaciones de
los antiguos chinos.
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Figura 3-2-4:La Nebulosa del Cangrejo (a la izquierda) es el resto de la supernova que
explotó en el año 1054. La imagen de la derecha muestra las partes internas de la
Nebulosa y el trazo en azul indica la posición del pulsar. Estas imagenes han sido
tomadas por el Telescopio Espacial Hubble.
Aunque cientos de supernovas han sido observadas en otras galaxias durante
este siglo, no se ha observado ninguna en nuestra Galaxia. La última
supernova observada fue la de Kepler en 1604, anteriormente en 1572
Tycho-Brahe observó otra supernova. Estimando el número de estrellas
masivas de nuestra Galaxia y el tiempo que tardan en evolucionar se puede
deducir el número de supernovas que ocurren en la Galaxia, cada 50 años
aproximadamente debe ocurrir una explosión de supernova. Como no se ha
observado ninguna en casi 400 años, es posible que nuestro entorno local en
la Galaxia no contenga objetos que todavía hayan dado lugar a supernovas.
Por otro lado, nuestra posición en la Galaxia en un extremo impide la visión
por la interestelar de una gran parte de la Galaxia. absorción
Para terminar vamos a ver que las explosiones de supernova no solo terminan
con la vida de las estrellas, sino que también pueden ser las responsables de
alguna de las catástrofes ocurridas en la Tierra.
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2.2. Las Supernovas y los Dinosaurios
Hace aproximadamente unos 60 millones de años los dinosaurios
desaparecieron de la Tierra, junto con otras especies de animales, en unos
pocos cientos de miles de años ( o probablemente mucho menos) que
geológicamente es un tiempo muy corto.
¿Qué hecho produjo esta catástrofe? Al menos pueden darse tres respuestas
generales a esta cuestión: a) la extinción se produjo por una coincidencia de
diferentes fenómenos terrestres, tales como regresiones marinas, cambios
globales de temperatura o un incremento de la actividad volcánica; b) la
extinción fue debida a agentes extraterrestres, tales como un cometa, un
meteorito, una fulguración solar gigantesca, por atravesar el sistema solar
una nube interestelar de polvo, o por la explosión de una supernova cercana;
y c) ninguna de las anteriores. Esta última posibilidad se divide entre los que
piensan que ninguna de las explicaciones dadas hasta ahora es convincente y
los que dudan que realmente existiese tal extinción dramática de los
dinosaurios.
Los astrofísicos estamos acostumbrados a la idea de que las catástrofes
tienen un importante papel en el esquema general de la evolución de las
estrellas y del Universo. Las explosiones de supernovas son las catástrofes
que terminan con la vida de las estrellas masivas y son responsables de la
síntesis de todos los elementos químicos más pesados que el níquel. Así
mismo, con la expulsión de materia enriquecen el medio interestelar, en
elementos más pesados que el helio. Son el origen de los rayos cósmicos y
responsables del calentamiento del medio interestelar, y posiblemente
suministran la fuerza inicial, para el comienzo del colapso gravitacional de las
nubes interestelares, que genera el nacimiento de nuevas estrellas. ¿ Puede
una catástrofe cósmica, tal como una explosión de supernova, haber tenido
un efecto en la evolución de la vida en la Tierra ?
Se podría pensar que los dinosaurios estaban mal adaptados evolutivamente
y ello les llevó a su fin. La realidad, por el contrario, es que los dinosaurios,
justo antes de su desaparición, eran los herbívoros dominantes, en un mundo
rico y con una flora similar a la presente hoy día en el sudeste de Asía, por
tanto son candidatos poco probables a la extinción. Sin embargo, hace unos
60 millones de años desaparecieron de la Tierra y en un periodo inferior a
unos pocos cientos de miles de años. Este tiempo está confirmado por la
anchura extremadamente pequeña del estrato geológico, que corresponde al
periodo de la extinción, y por estudios paleomagnéticos que indican un
intervalo de extinción de miles de años.
Los cambios globales en la corteza terrestre son demasiado lentos e
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irregulares como para producir una extinción en masa en esta escala de
tiempo tan corta y son aún mayores los tiempos necesarios para producir
cambios a nivel del mar. Además, los cambios a largo termino de temperatura
y de nivel de volcanismo fueron muy grandes durante los dos últimos
millones de años y sin embargo, en esa época no ocurrió una extinción de
especies comparable a la de la desaparición de los dinosaurios. Así pues, esta
desaparición no parece probable que sea debida a una causa terrestre.
Hay un número de posibles agentes extraterrestres productores de desastres.
El impacto de un cometa o un asteroide sería importante, pero muy
probablemente no produciría daños a nivel mundial, sino local. Podría
producirse una gran fulguración solar, que fuese de cien a mil veces mayor
que ninguna observada hasta ahora. Sin embargo, no hay evidencia teórica ni
observacional que apoye que tal fenómeno pueda darse en una estrella del
tipo del Sol. Por otro lado, sabemos que ocurren explosiones de supernova en
una proporción que varia según los autores, pero del orden de una o dos por
siglo en nuestra Galaxia, y producen un gran flujo de radiación y partículas de
alta energía. Sí una supernova explotase a una distancia de unos 10 parsec de
la Tierra, los efectos podrían ser catastróficos.
Sí ocurriese tal explosión de supernova, la Tierra durante miles de años
estaría inmersa en una nube de partículas de alta energía y el flujo de rayos
cósmicos que llegaría a la Tierra sería ciento de miles de veces más intenso
que el actual. La capa de ozono disminuiría drásticamente y se formarían
grandes cantidades de óxidos nítricos que llevan a la disminución de la
absorción de la luz ultravioleta y a un aumento de la absorción de la luz
visible. El resultado es un incremento de la radiación mutante, una
disminución de la radiación fotosintética, una caída de la temperatura
superficial y una disminución de la precipitación global, que produciría una
sequía a nivel mundial.
Un aumento del flujo de rayos cósmicos de mil veces, implica una dosis de
radiación que no es letal, la vida no desaparecería en un instante pero las
dosis acumuladas durante diez años o algo más, probablemente serían fatales
combinadas, además, con el deterioro general del medio ambiente.
Una implicación de la hipótesis de la explosión de supernova es que no tiene
porque haber ocurrido sólo una vez. La Tierra puede haber sido alcanzada por
una supernova varias veces en su historia y puede haber ocurrido más de una
extinción en masa de formas de vida. Este es, en efecto, el caso de la
desaparición de los dinosaurios que sería sólo el último en una serie de crisis
en la historia de la vida.
En vista de lo anterior ¿cuales son nuestras perspectivas para el futuro?. El
futuro inmediato, que en Astrofísica significa los próximos cientos de miles de
años, no parece malo. Los candidatos probables a supernova en nuestra
vecindad son : Betelgeuse en Orión a una distancia de 150 pc, Antares en
Escorpión a una distancia de 130 pc, y Deneb en el Cisne a 500 pc. Cuando
una de estas estrellas explote, y alguna lo hará probablemente en los
próximos diez mil años, será una espectacular visión, que la humanidad no ha
presenciado desde la explosión de la supernova de Vela hace unos diez mil
años y además no presentará ningún peligro para la vida en la Tierra.
El futuro a más largo tiempo, en la opinión general de los astrofísicos, es que
el sistema solar está entrando en un brazo espiral, en consecuencia podemos
esperar un tiempo cósmico tormentoso en los próximos diez o quince
millones de años.
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2.3. Estrellas de Neutrones
La explosión de supernova que acabamos de describir, implosión y rebote del
núcleo de hierro de una estrella masiva recibe el nombre de supernova de tipo
II, más tarde en el módulo 5, unidad 2, describiremos las supernovas de tipo I.
La explosión destruye a la estrella progenitora pero queda el núcleo compacto
soportado por la presión de los neutrones degenerado que recibe el nombre
de estrella de neutrones.
El neutrón fue descubierto en 1932 y al cabo de un año dos astrónomos
predijeron la existencia de las estrellas de neutrones. Igual que las enanas
blancas están en equilibrio por la presión de los electrones degenerados
propusieron (Zwicky y Baade) que una esfera compacta de neutrones podría
producir una presión similar, presión de neutrones degenerados, que podría
soportar un objeto más masivo que una enana blanca. Estos objetos serían
muy densos y de muy pequeño tamaño, ya que, como los neutrones no tienen
carga pueden juntarse más.
Las estrellas de neutrones son unos objetos de muy pequeño tamaño, unos
20 km, y contienen una masa del orden de un millón de veces la Tierra, es
decir, no más grandes que un pequeño asteroide y con una masa mayor que
la del Sol. Sí llenamos una cucharilla de café con materia de una estrella de
neutrones pesaría aproximadamente cien millones de toneladas. Puede tener
una corteza cristalina de unos cientos de metros de espesor, antes del
colapso, el núcleo tiene un débil campo magnético, pero conforme el colapso
avanza el campo magnético se concentra y aumenta al disminuir la superficie.
Cuando alcanza el tamaño de la estrella de neutrones el campo magnético es
tan grande que no puede reproducirse en la Tierra. Así mismo, es un rápido
rotador ya que como todas las estrellas rotan al colapsarse y disminuir de
tamaño (por conservación del momento angular) su velocidad de rotación
aumenta conforme su tamaño disminuye.
En 1939 se desarrollo la teoría de las estrellas de neutrones por Oppenheimer
y Volkoff. Al contrario que en el caso de las enanas blancas que fueron
descubiertas antes de poder explicar su naturaleza, las estrellas de neutrones
fueron descritas tres décadas antes de ser observadas en el Universo y
además fueron descubiertas por casualidad.
A finales de 1967, dos radioastrónomos, Hewish y Bell de la Universidad de
Cambridge que estaban probando un nuevo radiotelescopio, en la mitad de la
noche del 28 de Noviembre de 1967, observaron un objeto que emitía radio
radiación en forma de pulsos rápidos que duraban sólo 0.01 segundo y se
repetían regularmente cada 1.34 segundos. Después de un mes de
observaciones establecieron que la fuente emisora estaba fuera del sistema
solar y que la señal estaba compuesta por una serie de impulsos en
radioemisión con un periodo de 1.337011 segundos. Fue tan inesperado y tan
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poco conforme con lo que cabría esperar de una fuente astrofísica que se
pensó que podían ser señales enviadas por una civilización extraterrestre (se
le bautizó como LGM, Little Green Man). Pronto los astrónomos de Cambridge
descubrieron tres fuentes más y los objetos fueron denominados pulsares a
causa de los impulsos en radioemisión. Los pulsares son simplemente
radiofaros y la radioseñal intercepta nuestra línea de observación durante
cada periodo de rotación. El objeto que rota es en realidad una estrella de
neutrones, es decir, los radio pulsares son la manifestación observacional de
las estrellas de neutrones.
El paso siguiente fue buscar pulsares en los restos de supernovas conocidas.
El observatorio de Arecibo encontró el pulsar en el centro de la Nebulosa del
Cangrejo, que tiene un periodo de 0.033 segundos.
Figura 3-2-5: La Nebulosa del Cangrejo
¿Como se producen estas radio señales?. Un pulsar tiene una propiedad
común con la Tierra, sus polos magnéticos, Norte y Sur, no coinciden con los
geográficos, esto es, el eje magnético no coincide con el eje de rotación. Sin
embargo, hay una diferencia importante el campo magnético del pulsar es un
billón de veces más grande que él de la Tierra. Tal campo magnético produce
fuerzas capaces de arrancar los electrones e iones de la superficie de la
estrella de neutrones y acelerarlos hasta velocidades próximas a la de la luz.
Este fenómeno da lugar a que se produzcan emisiones en radiofrecuencias y
como el campo magnético es más intenso en los polos es allí donde se
concentra la radiación. Como los polos magnéticos no están alineados con el
eje de rotación, los dos haces barren en la dirección del eje magnético y sí
uno de ellos cruza nuestra dirección de observación, le llamamos pulsar
(Figura 3-2-5). Hoy día se conocen más de 400 estrellas de neutrones o
pulsares.
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Los periodos están extremadamente bien definidos con una exactitud como la
de los mejores relojes atómicos ( P = 0.0015780644887275 s), pero se sabe que
su periodo va disminuyendo, por ejemplo, el pulsar de la nebulosa del
cangrejo disminuye 3 x 10-8 s cada día que es debido a la perdida de energía
por la radiación emitida, es decir, la energía rotacional se convierte en energía
radiante.
Las estrellas de neutrones tienen propiedades interesantes, son tan densas
que un aumento rápido de la velocidad de rotación que implique sólo una
disminución del periodo de 10-7 s, produce un movimiento en la corteza de la
estrella de neutrones que se eleva menos de 1 mm, este fenómeno recibe el
nombre de terremotos estelares (starquake). Los observados en el pulsar de
Vela y del Cangrejo corresponde en la escala de Richter a magnitud entre 23 a
25, siendo el terremoto terrestre más intenso observado de 8.5 magnitud.
Modelos detallados de estrellas de neutrones sugieren que los neutrones se
pueden mover en el denso núcleo de la estrella sin ningún rozamiento o
fricción. Este fenómeno llamado superfluidad se observa en experimentos de
laboratorio con helio liquido a temperaturas próximas al cero absoluto. Un
superfluido exhibe propiedades tales como subir por las paredes del
recipiente que lo contiene, en aparente desafío a la gravedad. Rápidos
vórtices pueden desarrollarse en el superfluido de neutrones y elevar la
corteza de la estrella y ser los responsables de los terremotos.
Aunque la estrella de neutrones está constituida principalmente por
neutrones, hay también protones y electrones en su interior. Naturalmente
son estas partículas cargadas las que mantienen el campo magnético del
pulsar, los neutrones al no tener carga no pueden mantener el campo
magnético de la estrella. La estructura interna de una estrella de neutrones
sugerida por muchos modelos, indica que en el núcleo los protones pueden
moverse sin experimentar ninguna resistencia eléctrica. Este fenómeno
denominado superconductividad se observa en el laboratorio para ciertos
metales a baja temperatura.
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Figura 3-2-6: Estructura de una estrella de neutrones
Resumiendo la estructura de una estrella de neutrones consiste de un núcleo
constituido de un superfluido de neutrones y protones superconductivos
rodeado de un manto de superfluido de neutrones que a su vez está rodeado
de una corteza cristalina de sólo 1 km de espesor (Figura 3-2-6).
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2.4. El pulsar binario
En el verano de 1974 se conocían ya más de cien pulsares, J. Taylor envió a
su estudiante de doctorado, R. Hulse, ese verano al Radiotelescopio de
Arecibo en Puerto Rico. Desarrollando un programa rutinario de
observaciones el día 2 de Julio detecto un pulsar, que a pesar de emitir una
señal muy débil, pudo calcular su periodo que era de sólo 0.059 segundos. El
25 de Agosto repitió la observación para confirmar el periodo, ya que sí
realmente la señal correspondía a un pulsar el periodo no debía de cambiar al
menos en las seis primeras cifras decimales. Durante las dos horas de
observación el ordenador que analizaba los datos obtuvo dos periodos
diferentes para la emisión recibida. Dos días más tarde el resultado obtenido
fue todavía peor. Durante el 1 y 2 de Septiembre en las dos horas de
observación el periodo disminuyó en aproximadamente 5 microsegundos
pero el día 2 la disminución ocurrió 45 minutos antes que el día anterior.
Hulse estaba convencido que el periodo cambiaba realmente pero ¿por qué?.
Era una nueva clase de objeto: ¿un pulsar maníaco depresivo con periodos
altos y bajos?.
Hulse postuló que el pulsar orbitaba alrededor de un objeto compañero y la
variación del periodo de la emisión era simplemente debida al efecto Doppler.
Cuando el pulsar se acerca el periodo observado disminuye y cuando se aleja
el periodo aumenta. Es decir, en el caso del pulsar el periodo juega el mismo
papel que las líneas del espectro en las estrellas binarias (módulo 5, unidad
1).
Las observaciones siguientes permitieron determinar el periodo orbital, 7.75
horas, la órbita recorrida era elíptica con una cierta inclinación que no era ni 0
ni 90 grados. También se calculó la separación de los dos objetos que era del
orden del radio del Sol (700 000 km) y la masa de ambos objetos era del orden
de 2.8275 veces la masa solar, correspondiendo a cada objeto
aproximadamente 1.42 y 1.40 veces la masa del Sol.
El compañero no se observa en el espectro óptico, ni en radio y ni en rayos X.
No podía ser una estrella normal similar al Sol debido a la pequeña separación
entre los dos objetos, pero como la masa es del orden de 1.4 veces la solar,
podría ser una estrella enana blanca, una estrella de neutrones, o un agujero
negro. El candidato más favorable es otro pulsar (estrella de neutrones). Pero
¿ por qué no se detecta?, simplemente porque su eje magnético tiene una
orientación diferente del pulsar compañero observado y su eje no intercepta
la línea de observación. Así fue como se descubrió el primer pulsar binario en
el año 1974.
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ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-05- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
2.5. Agujeros negros
●
Radio de Schwarzschild
●
Propiedades físicas del agujero negro
Sí después de la explosión de supernova la masa del residuo estelar es
superior a 3 masas solares, su colapso no se detiene sino que continua
aumentando su densidad y reduciendo su tamaño, originando un intenso
campo gravitacional. De acuerdo con la teoría de la relatividad este intenso
campo gravitacional produce dos efectos importantes sobre la luz: su
deflexión y el desplazamiento hacia el rojo. Conforme una estrella masiva se
colapsa, los rayos luminosos describen trayectorias cada vez más curvadas y
dejan de ser perpendiculares a la superficie del objeto emisor.
Simultáneamente se produce un corrimiento al rojo de la luz cada vez mayor.
Así durante el colapso, el objeto pude disminuir tanto de tamaño y adquirir un
campo gravitacional tan intenso, que impide a la luz escapar de él.
Se llama velocidad de escape a la velocidad necesaria para que un objeto
escape del campo atractivo de otro. La velocidad de escape en la Tierra es
próxima a los 11 km s-1, para lanzar un satélite artificial fuera de la Tierra debe
moverse más rápido que la velocidad de escape. Como nada puede moverse
más rápido que la velocidad de la luz, cuando la velocidad de escape alcanza
ese valor, nada puede escapar de la superficie del objeto que produce ese
campo gravitacional tan intenso.
Figura 3-2-7: Geometría de
un agujero negro
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La localización en el espacio donde la velocidad de escape del agujero negro
es igual a la velocidad de la luz se llama el horizonte de sucesos. Una vez que
el núcleo de una estrella masiva colapsa a su horizonte de sucesos
desaparece del universo. Además de curvar el espacio (Figura 3-2-7), la
gravedad produce una dilatación del tiempo. Sí se pudiese ver a alguien caer
en un agujero negro veríamos que su reloj cada vez funcionaba más
lentamente y cuando alcanza el horizonte de sucesos se pararía totalmente.
Sin embargo la persona que cae no notaría nada en su reloj.
Radio de Schwarzschild
Figura 3-2-8: Estructura
de un agujero negro. En el
centro una singularidad y
la superficie que lo rodea
es el horizonte de
sucesos. La distancia
entre la singularidad y el
horizonte de sucesos es el
llamado Radio de
Schwarzschild, RSch.
Dentro del horizonte de
sucesos, la velocidad de
escape excede a la
velocidad de la luz, nada
puede escapar.
Una vez que el objeto cruza el horizonte de sucesos ninguna fuerza puede
parar el colapso del núcleo hasta un simple punto en el centro del agujero
negro. La masa del objeto alcanza densidad infinita en este punto, llamado
una singularidad. Un agujero negro tienen por tanto, una estructura muy
simple. Está constituido por dos partes: una singularidad o centro rodeada
por el horizonte de sucesos o superficie (Figura 3-2-8). La distancia entre la
singularidad y el horizonte de sucesos es el llamado Radio de Schwarzschild,
que expresado en masas solares es:
RSch = 3 M¤ km
Cuando el objeto alcanza este tamaño deja de ser observado y se convierte en
un agujero negro.
Para entender que el colapso es inevitable veamos lo siguiente. En la Tierra
nos podemos mover en el espacio en tres dimensiones pero sólo hay una
dimensión en el tiempo. En un agujero negro, la intensa gravedad distorsiona
la estructura del espacio y del tiempo e intercambia sus dimensiones. En un
sentido limitado, dentro de un agujero negro hay libertad para moverse a
través del tiempo pero en el espacio, inexorablemente del horizonte de
sucesos se va hacia la singularidad no hay otra libertad (dimensión). En la
singularidad la intensidad de la gravedad es infinita, luego la curvatura del
espacio y del tiempo es también infinita. En la singularidad el espacio y el
tiempo se mezclan no existen separados como entidades identificables.
Esta confusión del espacio y tiempo hace que las leyes de la Física no sean
adecuadas en la singularidad, afortunadamente estamos apantallados de la
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singularidad por el horizonte de sucesos y nada que ocurra en la singularidad
puede escapar mas allá del horizonte de sucesos.
Propiedades físicas del agujero negro
Las propiedades físicas del agujero negro están determinada por tres
cantidades:
1) Su masa, que podemos determinar por los efectos
gravitacionales que produce. Sí un agujero negro, por ejemplo,
forma parte de un sistema binario por las leyes de Kepler se pude
deducir su masa.
2) La carga eléctrica, que se puede deducir por los efectos que
produciría en los alrededores del agujero negro. Sí tuviese una
carga apreciable atraería a partículas de carga opuesta del medio
interestelar, como esto no se observa se supone que los agujeros
negros no tienen carga.
3) Su momento angular, que debido a su conservación es de
esperar que el agujero negro rote rápidamente.
Un agujero negro rotante está rodeado de un espacio que gira con él.
Alrededor del horizonte de sucesos existe una región que no permite estar en
reposo, sino que gira alrededor del agujero negro con la geometría rotante del
espacio y del tiempo. Esta región se llama ergosfera, como esta región está
fuera del horizonte de sucesos es accesible y puede ser atravesada por
asteroides o astronautas sin caer en el agujero negro. Cálculos detallados
demuestran que los objetos atrapados en la ergosfera pueden salir de ella a
tremendas velocidades, el objeto eyectado deja la ergosfera con una energía
mayor que la que tenía inicialmente, ha extraído energía de la rotación del
agujero negro (proceso Penrose).
Encontrar agujeros negros es, por tanto, muy difícil ya que la luz no escapa,
no emiten nada y son de un tamaño muy pequeño. La forma de buscar
agujeros negros es mediante la detección de los efectos de su intensa
gravedad. Una opción es buscar la distorsión que crean en las imágenes de
objetos muy lejanos. Supongamos que la Tierra, un agujero negro y las
estrellas del fondo están alineadas, la intensa gravedad en las proximidades
del agujero negro produce la deflexión o curvatura de la luz de fondo dando
lugar a dos imágenes de la estrella, es el efecto llamado lente gravitacional.
Este es el único modo de encontrar agujeros negros aislados en el espacio.
No se han encontrado lentes gravitacionales en nuestra Galaxia, pero sí fuera
de ella a distancias enormes producidas por los objetos llamados cúasares.
Las estrellas binarias (módulo 5, unidad 2) ofrecen una mejor posibilidad de
encontrar agujeros negros en nuestra Galaxia. Por ejemplo, sí un agujero
negro forma parte de un sistema binario sería capaz de capturar gas de la
estrella compañera, la desaparición de este material revelaría la existencia del
agujero negro (ver módulo 5, unidad 2).
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Cuestiones y problemas para autoevaluación
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Cuestiones
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Problemas
Cuestiones
1. Cómo se originan los elementos más pesado que el hidrógeno y el helio.
2. Qué estrellas de la secuencia principal explotarán como Supernovas.
3. ¿Por qué es el hierro el último elemento químico que se forma en las
gigantes rojas?.
4. Qué causas detienen el colapso de una estrella de neutrones.
5. Qué es un pulsar. ¿ Por qué rota tan rápidamente ?
6. Qué es un agujero negro. ¿ Cuál es el horizonte de sucesos ?.
7. Qué es el radio de Schwarzchild.
8. Cuándo se contrae el núcleo de una estrella. ¿ Qué detiene el colapso?.
¿Hay algún caso en que no se detiene? .
9. Qué es una supernova de tipo II.
10. Cuál es la diferencia entre un gas degenerado y un gas perfecto.
Problemas
1. Sí suponemos que el Sol se colapsa dentro de un radio de 20 km. se
transformaría en una estrella de neutrones. ¿Qué densidad media alcanzaría?
M¤ = 2 x 1030 kg.
2. Cuál es la masa equivalente de agua de un agujero negro.
G = 6.66 x 10-11 N m2 kg-2
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Proyectos o actividades de observación
1. La Nebulosa del Cangrejo es el resto de una supernova que tiene un pulsar
o estrella de neutrones central. Identifíquela con unos prismáticos en la
constelación de Taurus. Obsérvela a continuación con un telescopio de 20
cm. No es visible la estrella central sin embargo se distingue la parte más
brillante de la nebulosa que tiene una estructura oblonga. Identifíquela y trate
de distinguir alguna estructura filamentosa. Compárela con la imagen
obtenida con un telescopio de gran apertura. Identifique alguna de las
estrellas del campo circundante.
Coordenadas: α = 05h 34.5m ; δ = 22º 01´
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Soluciones
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Cuestiones
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Problemas
Cuestiones
2. Qué estrellas de la secuencia principal explotarán como Supernovas.
Las estrellas más calientes.
3. ¿Por qué es el hierro el último elemento químico que se forma en las
gigantes rojas?.
Porque es el elemento más estable del sistema periódico.
4. Qué causas detienen el colapso de una estrella de neutrones.
La presión de degeneración de los neutrones.
7. Qué es el radio de Schwarzchild.
Rs = 3 M. Siendo M la masa en masas solares y Rs en km.
Problemas
1. Sí suponemos que el Sol se colapsa dentro de un radio de 20 km. se
transformaría en una estrella de neutrones. ¿Qué densidad media alcanzaría?
M¤ = 2 x 1030 kg.
r = @ 6 x 1016 kg m-3
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