abril 17: n. kappes, m. fuhrmann, j.b. puel noticiasjcuadra/fia0111/2012ac25.pdf · (carl sagan)...
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Marzo 13: R. Tamayo, S. Gaete
Marzo 15: T. Barros, F. Valenzuela
Marzo 20: P. Sandoval, J. Rivera, J. Huerta
Marzo 22: V. Ortiz, G. Bisso, F. Cameron
Marzo 27: M. Lyon, B. Escobar, C. Castillo
Marzo 29: H. Herreros, P. Grifferos, G. Ibacache
Abril 3: N. Camacho, G. Wenzel, R. Sallaberry
Abril 10: P. Vildoso, M. Schöll, J. Vera
Abril 12: L. Marfán, F. Holz, N. Mertens
Abril 17: N. Kappes, M. Fuhrmann, J.B. Puel
Abril 19: J. Celhay, P. Morandé, A. Navarrete
Abril 24: P. Güentulle, J. Arrau, G. Pérez
Abril 26: R. Gómez, F. Maturana, V. Covarrubias
Mayo 3: C. Richard
Mayo 8: A. Bustos, S. Lara, T. Rybertt
Mayo 10: V. Núñez, A. Acuña, N. Maluenda
Mayo 15: T. Hepner, M. Hasbún
Mayo 17: J. Henríquez
Mayo 22: J. Astroza, M. Mora
Mayo 24: J. Rivera
Mayo 29: A. Eyzaguirre, F. Lagos
Mayo 31:
Junio 5:
Junio 7: Á. Saavedra
Junio 12:
Junio 14:
Noticias: (Inscripción los jueves
al final de la clase)
1Tuesday, 5 June 2012
Productos de una SN1. Explosión gigantesca (L > 1010 Lo)
2. Remanente en rápida expansión (v > 10.000 km/s), ondas de choque
3. Elementos pesados expulsados por la explosión (Fe, Ca, Na, Ni, O…)
4. Estrella de neutrones en algunos casos (Mestrella> 1.4 Mo)
2Tuesday, 5 June 2012
Medio Interestelar
Mue
rte
de e
stre
llas
Evolución estelar
Formación estelar
Somos polvo de estrellas… (Carl Sagan)
3Tuesday, 5 June 2012
Estrellas de Neutrones• Estrellas de neutrones
se observan en los centros de los remanentes de algunas SN. Ej: la nebulosa de Pupis en rayos X.
4Tuesday, 5 June 2012
Remanentes de Supernovae
• Región central de la supernova en Vela, mostrando jet de estrella de neutrones y dos ondas de choque con el medio interestelar.
• Observaciones del Telescopio Chandra en rayos-X. La flecha indica la dirección de movimiento de la estrella de neutrones.
5Tuesday, 5 June 2012
Estrellas de Neutrones• Las estrellas de neutrones (NS) son remanentes del colapso de estrellas
masivas. • Estas bolas de neutrones son estrellas que alcanzan T=100.000 grados en
su atmósfera (que mide mm de espesor), tienen un diámetro de 10 km, y contienen poco más de una masa solar.
• El límite de Chandrasekhar (1,44Mo) da la masa mínima de una NS. • Este límite existe porque un gas de electrones no puede aumentar
indefinidamente su presión y se convierte en un gas degenerado de neutrones.
• Para M=1,44Mo y R=10km, la gravedad es inmensa. 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.
6Tuesday, 5 June 2012
Neutron Star Composition
where ρo ~ (3.7-5.9)!1017 kg/m3 (~1014 x Sun or Earth), Teff ~ 106 K (very conductive!),Bmag ~ 1012 G (refrigerator magnet has ~10 G)
studied via neutron star oscillations (i.e., seismology)
“quark soup”
atmosphere 0.5-1 mions, electrons
(+/- 0.5mm!!!)
7Tuesday, 5 June 2012
Estrellas de Neutrones y PulsaresLas NS recién nacidas rotan rápidamente (por conservación del momento
angular), y tienen campos magnéticos intensos. A pesar de ser tan débiles, algunas estrellas de neutrones emiten jets por sus
polos. Al rotar 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.
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 dio el Nobel Prize.
8Tuesday, 5 June 2012
Estrellas de Neutrones y Pulsares
9Tuesday, 5 June 2012
Pulsar del Cangrejo
10Tuesday, 5 June 2012
Pulsares
• SN 1227 con su pulsar en rayos X.
• Gas con T>106 grados en una SN joven.
11Tuesday, 5 June 2012
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 relativistas 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.
12Tuesday, 5 June 2012
Si se forma una estrella de neutrones, ¿nosotros (en la Tierra) veremos siempre un pulsar?
A. Sí, por conservación de momentum angular, la estrella de neutrones rotará sobre su eje.
B. Sí, las estrella de neutrones siempre están pulsando.C. No, algunas estrellas de neutrones no están rotando.D. No, depende de la orientación del campo magnético de la estrella.
13Tuesday, 5 June 2012
Agujeros Negros• Los agujeros negros (black holes,
BHs) son los objetos más extremos conocidos.
• Algunas estrellas pueden terminar su vida como agujeros negros
• Si la masa del núcleo de la estrella supera las 3Mo, ni siquiera la presión de de degeneración de los neutrones puede detener el colapso a un BH.
• Su atracción gravitatoria es tan grande que ni siquiera la luz puede escapar de ellos. Por eso son negros.
14Tuesday, 5 June 2012
Agujeros Negros (BHs)
Velocidad de escape para 1Mo:Si R=1pc Ve=0.09km/sSi R=1AU Ve=42km/sSi R=1RTierra Ve=6500km/s
Radio de Schwarszchild: ¿Cuándo la luz no puede escapar?
Cuando Ve=c=300.000 km/s, para 1Mo sale RBH=3km. Eso se llama horizonte de eventos porque no podemos ver nada que esté más adentro.
15Tuesday, 5 June 2012
• 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.
Newton y Einstein
16Tuesday, 5 June 2012
Espacio-Tiempo Curvo• La Teoría General de la Relatividad dice que el espacio-
tiempo es deformado por los cuerpos masivos.• Partículas tratan de moverse en línea recta en este espacio.• Estos dibujos muestran analogías en 2 dimensiones.
17Tuesday, 5 June 2012
• La luz también sigue el camino curvo.• Observado por Eddington durante eclipse en 1919,
pocos años después de predicción de Einstein.
Ejemplo más espectacular: luz de galaxias lejanas deformada por cúmulo masivo.
18Tuesday, 5 June 2012
19Tuesday, 5 June 2012
Mientras más concentrada esté la masa, la deformación es mayor.Si está muy concentrada, se hace un agujero en el espacio-tiempo.
Partículas lejos de la masa no sienten nada raro. BHs no chupan materia a distancia.
20Tuesday, 5 June 2012
Observando Agujeros Negros
21Tuesday, 5 June 2012
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 evidentes,
pudiéndose estudiar gracias a los efectos que causan a su estrella compañera. E.g., en Cygnus X-1 se observa que la estrella azul está girando alrededor de un objeto compacto y masivo.
• Otra manera potencial 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.
22Tuesday, 5 June 2012
Observando Agujeros Negros
Esto se ve en rayos X
Esto en óptico
23Tuesday, 5 June 2012