Estrellas Masivas La evolución de estrellas masivas es distinta a la

Estrellas Masivas
La evolución de estrellas masivas es distinta a la del Sol. Por ejemplo, si la estrella es 20 veces más masiva que
el Sol evoluciona más rápida y
violentamente.
Luego de quemar H y He, el núcleo es tan masivo que continuan las fusiones, produciendo elementos cada vez
más pesados.
- La Fusión de H produce He más energía
(107 años)
6
- La Fusión de He da C más energía (10
años)
- La Fusión de C da O más energía (103 años)
- La Fusión de O da Ne más energía (1 año)
- La Fusión de Ne da Mg más energía (meses)
- La Fusión de Mg da Si más energía (semanas)
- La Fusión de Si da Fe más energía (1 semana)
Estructura de Cebolla
La estrella masiva se ordena en una estructura de capas con elementos cada vez más pesados hacia el centro,
lo que se llama estructura de cebolla. El H, que es el elemento mas liviano, flota hacia la superficie, formando la
capa mas externa, mientras que
el hierro (Fe) que es el elemento mas pesado, se hunde hacia el núcleo. El núcleo
de la estrella alcanza los T=1010 grados.
Explosión de Supernova
- Cuando las cenizas de Fe se acumulan en el núcleo, ese Fe no puede producir energía por fusión. No se producen
mas reacciones nucleares, y se apaga la presión de radiación en el núcleo.
- Entonces la gravedad triunfa sobre la presión, la estrella no puede soportar mas su propia masa y el interior de
la estrella colapsa violentamente.
- Este colapso genera una enorme cantidad de energía gravitacional, provocando una gran explosión de supernova
(SN).
- Los elementos pesados que formaban las distintas capas de la estrella son expulsados por la explosión, y vuelven
a enriquecer el medio interestelar.
Las SN son importantes porque enriquecen el medio interestelar y porque gatillan la formación de nuevas
generaciones de estrellas.
Estas explosiones pueden ser tan brillantes como una galaxia entera.
Ademas, por ser tan brillantes, las SN pueden ser usadas para medir las distancias de objetos muy lejanos.
SN 1987A
- La primera SN del año 1987, llamada SN 1987A, resultó en un gran avance de nuestro conocimiento sobre estos
objetos.
- Explotó en la galaxia vecina llamada Nube Mayor de Magallanes hace 165000 años atrás. Se vió a simple vista
durante un mes como una estrella rojiza en la Nube Mayor de Magallanes.
- Por suerte Sanduleak había tomado fotos y medido las estrellas en la región antes: por primera vez se tenia una
foto de una estrella progenitora antes de que explotara.
- La progenitora resultó ser una estrella supergigante de unas 20 Mo.
- SN 1987A fue una SN tipo II, y debería haber dejado una estrella de neutrones, la que todavía no se ha observado.
SN Históricas
- Así como nosotros observamos SN 1987A, hay varias SN históricas en nuestra galaxia registradas por los antiguos
que han sido mucho más brillantes.
- Las más famosas de las que se tienen registros escritos (aún en piedra) son SN 1006, SN 1054, SN 1181, SN
1572, SN 1604, y SN 1658.
- Si hoy apuntamos el telescopio a esos lugares donde los antiguos vieron esas “estrellas nuevas” observamos
los remanentes de esas SN.
- La SN mas cercana (Nebulosa de Gumm) que explotó unos 9000 años a.c. debió haber sido tan brillante como
la Luna llena.
- La segunda SN en distancia fue Cas A, que debió explotar alrededor del año 1600, aunque no existen registros
históricos para confirmarlo.
La Nebulosa del Cangrejo
(SN1054ac) es una SN que explotó en el año 1054. Se expandió ~10 años luz en unos 900 años.
La velocidad medida, la fecha de explosión, y el tamaño son consistentes.
Cuando explotó podía producir sombra durante el día de acuerdo con los anales chinos de la época.
Productos de una SN
Explosión gigantesca (L > 100000000 Lo)
Remanente en rápida expansión (V > 10000 km/s)
Elementos pesados producidos durante la explosión (Fe, Ca, Na, Ni, O…)
Estrella de neutrones en algunos casos (M > 1.4 Mo)
Nacimiento de una Estrella de Neutrones y Remanente de Supernova
(no a escala)
Remanentes de Supernovae
En nuestra galaxia explotan unas 1-3 SN cada 100 años. No las vemos a todas porque muchas son ocultas por
nubes de polvo.
Los surveys de radio detectan los remanentes de SN a través de las nubes de polvo, se conocen unos 46
remanentes. Los remanentes duran pocos miles de años antes de desaparecer mezclándose con el medio
interestelar.
Supernovae Tipo I y II
- SN tipo I: provienen de estrellas binarias que intercambian masa. Son las más luminosas, y no queda nada de
la explosión. No tienen líneas de hidrógeno, y sus curvas de luz tienen un peak muy brillante, para luego decaer
mas lentamente.
- SN tipo II: son estrellas masivas que colapsan y explotan, quedando una estrella de neutrones o un agujero negro
como resto. Las SN II tienen lineas de hidrógeno, están asociadas con estrellas jóvenes, y sus curvas de luz tienen
un plateau luego del máximo, antes de decaer lentamente.
Estrellas de Neutrones
Algunas estrellas de neutrones (y algunos púlsares) se observan en los centros de los remanentes de algunas SN.
E.g. la nebulosa de Pupis en rayos X.
- Las estrellas de neutrones son remanentes del colapso de estrellas masivas que explotan como SN tipo II.
- Estas bolas de neutrones son estrellas que alcanzan T=100000 grados en su superficie (que mide mm de espesor),
tienen un diámetro de 10 km, y contienen poco más de una masa solar.
- El límite de Chandrasekhar de 1.44Mo que da la masa de una NS es el límite para que un gas no pueda ser
soportado por su presión y se convierta en un gas degenerado de neutrones.
- Ojo que esa es la masa del núcleo de la estrella, no la masa total.
- Para M=1.44Mo y R=10km, la gravedad es inmensa (g=GM/R2). Por ejemplo, una persona pesaría 109 kg en la
superficie de una NS.
- Son muy densas en su interior, con el material ultracomprimido. Ese gas degenerado (sólido en realidad) es
soportado por presión de neutrones.
- En rigor no son estrellas, porque no tienen reacciones nucleares.
Observaciones: al ser tan pequeñas, las estrellas de neutrones son intrínsecamente débiles, y difíciles de detectar.
Estrellas de Neutrones y Pulsares
- Las NS recién nacidas rotan rápidamente (por conservación del momento angular), y tienen campos magnéticos
intensos.
- E.g. calcular la rotación del Sol si se éste se comprime al tamaño de una NS: RNS=10km. Recordar momento
angular L = MVR = cte.
- A pesar de ser tan débiles, algunas estrellas de neutrones emiten jets por sus polos. Al precesar esos jets aparecen
como pulsos de luz (efecto faro), que se pueden observar con radio-telescopios, estas estrellas de neutrones se
denominan púlsares.
- Esas NS se van frenando con el tiempo por conservación de energía ya que radían, y los púlsares más viejos
tienen períodos de varios segundos.
- Las NS que son aceleradas por interacción con su compañera binaria rótan muy rápidamente (P de millisec). E.g.
calcular la velocidad superficial de una NS con P=0.001sec y R=10km (relativista!).
- Algunos pulsos duran milisegundos, y son muy regulares, se pueden tomar como relojes más
precisos que los relojes atómicos.
- 1er púlsar descubierto por Jocelyn Bell en Nov 1967. Explicación por Anthony Hewish le dió el Nobel Prize.
Estrellas de Neutrones Binarias
- Las NS en sistemas binarios de acreción (con transferencia de materia) emiten jets poderosos de rayos X (más
intensos que los jets normales de los púlsares). En algunos casos jets de gas relativísticos son observados. E.g.
SS433 con 0.25c.
- El gas adquirido de la compañera cae primero al disco de acreción. Se acumula tanto en la superficie de la NS
que alcanza las condiciones para fusionar H explosivamente. Esos son los X-ray bursters.
Agujeros Negros
- Los agujeros negros son los objetos más extremos conocidos.
- Algunas estrellas pueden terminar su vida como agujeros negros
- Si la masa del core de la estrella supera las 3Mo, ni siquiera la presión de neutrones puede detener el colapso
a un BH.
- En los agujeros negros la materia esta tan concentrada que la densidad es infinita.
- Su atracción gravitatoria es tan grande que ni siquiera la luz puede escapar de su interior.
Newton y Einstein
- Las leyes de la física clásica de Newton que usamos en la vida cotidiana no se aplican en objetos extremos como
los agujeros negros.
- El espacio-tiempo en los BH se curva enormemente, siendo necesaria la ley de relatividad general elaborada
por Albert Einstein.
Teoría Especial de la Relatividad
- La teoría especial de la relatividad considera movimientos uniformes.
- El espacio-tiempo de Newton no es absoluto. Vida cotidiana v/c<<1.
- La velocidad de la luz c es constante, independiente de la referencia.
No podemos alcanzar un rayo de luz.
No se suman las velocidades relativas cuando se trata de la luz.
- Objetos moviéndose a velocidades relativistas se contraen en la dirección de movimiento.
- El tiempo se frena a medida que uno se acerca a la velocidad de la luz.
Experimento de mellizos: el que viaja en un cohete relativista a 0.9 c, vive el doble.
Tiempo infinito para hacer una espiral cayendo a un BH.
- La masa de 2un objeto se incrementa a medida que éste se aproxima a la velocidad de la luz.
Como E = mc y como c = cte, para un objeto relativista el incremento de energía significa un incremento de la
masa.
Teoría General de la Relatividad
- Principio de equivalencia entre campo gravitacional y campo acelerado.
Su “pensamiento felíz”: una persona en caída libre no siente su peso.
- Curvatura del espacio-tiempo debido a un campo gravitacional intenso.
E.g. Lámina de goma. Sin masas se comporta como un plano newtoniano, y la trayectoria de la luz es rectilínea.
Con poca masa se curva, las trayectorias son curvas. Con mucha masa se curva tanto que la luz desaparece del
espacio.
- Comprobación de la teoría de la relatividad (masa altera el espacio-tiempo):
Precesión de la órbita de Mercurio.
Observación del cambio de posición de las estrellas durante un eclipse de Sol.
Experimentos con ascensores.
Redshift gravitacional en WD, NS y BH.
Relojes se retrasan en diferentes campos gravitatorios, etc.
Agujeros Negros
Ve2 = 2GM/R
Velocidad de escape para 1Mo:
Si R=1pc
Ve=0.09km/s
Si R=1AU
Ve=42km/s
Si R=1RTierra
Ve=6500km/s
Radio de Schwarszchild:
Cuándo la luz no puede escapar? Cuando Ve=c, para 1Mo sale RBH=3km. Eso se llama horizonte de eventos porque
no se puede transmitir nada a través. La esfera de fotones es cuando R=1.5RBH.
En general,
RBH=2GM/c2
Cayendo en un Agujeros Negro
- El espacio (y el tiempo) se curva debido a la gravedad en los agujeros negros.
- La luz no puede escapar del interior de estos objetos, pero sí de su cercanía, e.g. cuando está comiendo un
objeto.
- Las fuerzas tidales de un agujero negro estiran y rompen el objeto antes de ser comido.
- El objeto no cae directamente, sino que hace una espiral. Para un observador desde afuera, el objeto demora
un tiempo infinito en ser comido.
- Agujeros Negros sin rotar y rotando tienen diferentes propiedades.
Agujeros Negros
El material que se encuentre cerca de su campo gravitatorio (e.g. gas) siendo engullido por el agujero negro emite
energía muy dura (rayos X, rayos g ), resultando también en poderosos jets.
Observando Agujeros Negros
- Como los agujeros negros no dejan escapar fotones (luz), es imposible observarlos directamente si están aislados.
- Los agujeros negros en sistemas binarios son más conspicuos, pudiéndose estudiar gracias a los efectos que
causan a su estrella compañera. E.g. en Cygnus X1 se observa que la estrella azul está girando alrededor de un
objeto compacto y masivo.
- Una manera de detectar indirectamente los agujeros negros aislados es usando el efecto de lentes gravitacionales,
observando las estrellas más lejanas, cuya luz es desviada por la gravedad del objeto.
WD, NS, BH
Resumiendo, la masa inicial de la estrella determina su evolución y su muerte. Dado que las estrellas de baja masa
son las más numerosas, los remanentes estelares más comunes son las enanas marrones y las enanas blancas,
seguidas por unas pocas estrellas de neutrones y aún menos agujeros negros.
Remanente
WD
NS
BH
Masa
Radio
Tsup
Densidad
0.5-1.0Mo
5000-10000km
10000-30000K
5x105 g/cm3
1.44Mo
10-15km
>100000K
1014 g/cm3
>3Mo
<3km
infinita
infinita
Estrellas Binarias Eclipsantes
Existen casos especiales de binarias de contacto en donde hay transferencia de materia entre las estrellas de la
binaria cuando las estrellas evolucionan (una estrella se “come” a la otra).
Evolución de Binarias
La evolución de las estrellas binarias depende críticamente en el tipo de estrellas formando el par y del grado de
contacto entre ellas. Por ejemplo, estrellas muy masivas evolucionan como supernova destruyendo la binaria, y
estrellas de masa intermedia muy cercanas entre sí terminan como novae.
Evolución de Binarias: Novae
Hay ciertas binarias que contienen una estrella enana fría, que transfiere materia a una enana blanca más masiva.
La materia se acumula en un disco formado alrededor de la enana blanca, hasta que las densidades y temperaturas
son tan altas que se produce una explosión. Este fenómeno se denomina estrella nova, y es recurrente, repitiéndose
cada varios años.
Desafío
Que pasaría si la Tierra orbitara otra estrella diferente como por ejemplo:
- Una estrella de un cúmulo globular
- Una estrella en formación
- Una enana blanca
- Una estrella de neutrones
- Un agujero negro