u.2.- fases finales de las estrellas masivas
Anuncio
ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2 - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC Unidad didáctica 2: Fases finales de las estrellas masivas Posible agujero negro file:///F|/antares/modulo3/m3_u200.html [12/3/2000 17.30.13] 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. file:///F|/antares/modulo3/m3_u201.html (1 de 7) [12/3/2000 17.30.15] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-01- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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. file:///F|/antares/modulo3/m3_u201.html (2 de 7) [12/3/2000 17.30.15] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-01- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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) file:///F|/antares/modulo3/m3_u201.html (3 de 7) [12/3/2000 17.30.15] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-01- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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. file:///F|/antares/modulo3/m3_u201.html (4 de 7) [12/3/2000 17.30.15] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-01- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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). file:///F|/antares/modulo3/m3_u201.html (5 de 7) [12/3/2000 17.30.15] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-01- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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. file:///F|/antares/modulo3/m3_u201.html (6 de 7) [12/3/2000 17.30.15] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-01- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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. file:///F|/antares/modulo3/m3_u201.html (7 de 7) [12/3/2000 17.30.15] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-02- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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 file:///F|/antares/modulo3/m3_u202.html (1 de 3) [12/3/2000 17.30.16] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-02- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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. file:///F|/antares/modulo3/m3_u202.html (2 de 3) [12/3/2000 17.30.16] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-02- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///F|/antares/modulo3/m3_u202.html (3 de 3) [12/3/2000 17.30.16] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-03- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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 file:///F|/antares/modulo3/m3_u203.html (1 de 4) [12/3/2000 17.30.16] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-03- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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. file:///F|/antares/modulo3/m3_u203.html (2 de 4) [12/3/2000 17.30.16] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-03- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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. file:///F|/antares/modulo3/m3_u203.html (3 de 4) [12/3/2000 17.30.16] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-03- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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). file:///F|/antares/modulo3/m3_u203.html (4 de 4) [12/3/2000 17.30.16] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-04- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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. file:///F|/antares/modulo3/m3_u204.html (1 de 2) [12/3/2000 17.30.16] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-04- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///F|/antares/modulo3/m3_u204.html (2 de 2) [12/3/2000 17.30.16] 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 file:///F|/antares/modulo3/m3_u205.html (1 de 4) [12/3/2000 17.30.17] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-05- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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 file:///F|/antares/modulo3/m3_u205.html (2 de 4) [12/3/2000 17.30.17] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-05- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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). file:///F|/antares/modulo3/m3_u205.html (3 de 4) [12/3/2000 17.30.17] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2-05- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///F|/antares/modulo3/m3_u205.html (4 de 4) [12/3/2000 17.30.17] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2- 06 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Cuestiones y problemas para autoevaluación ● Cuestiones ● 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 file:///F|/antares/modulo3/m3_u2autoeva.html (1 de 2) [12/3/2000 17.30.17] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2- 06 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///F|/antares/modulo3/m3_u2autoeva.html (2 de 2) [12/3/2000 17.30.17] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2- 07 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 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´ file:///F|/antares/modulo3/m3_u2activid.html [12/3/2000 17.30.18] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2- 08 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Soluciones ● Cuestiones ● 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 file:///F|/antares/modulo3/m3_u2soluciones.html (1 de 2) [12/3/2000 17.30.18] ANTARES - Módulo 3 - Unidad 2- 08 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///F|/antares/modulo3/m3_u2soluciones.html (2 de 2) [12/3/2000 17.30.18]
