pulsares lonnie pacheco [modo de compatibilidad]

PULSARESLonnie Pacheco

Esta conferencia llega a Usted gracias a

www.astronomos.org

Para hablar de pulsares,necesitamos hablar primero de estrellas de neutrones

Mark A Garlick

Y para hablar de estrellas de neutrones,necesitamos hablar de enanas blancas

Y para hablar de enanas blancas,nada mejor que la compañera de Sirius.

J.M. Madiedo

Sirius es la estrella más brillante del cielo.

Está a 8.6 años luz de distancia. Está a 8.6 años luz de distancia. Posee 2.3 masas solares

y emite tanta luz como 20 soles

David A. Kodama

1.324” por año

En 1718 Edmud Halley descubrió que Sirius tenía movimiento propio.

Entre 1834 y 1844 Friedrich Bessel descubrió algo más: Sirius no seguía una trayectoria rectilínea sino que se tambaleaba

con un período de 50 años.

Sospecharon que Sirius se tambaleabacomo se tambalea un adulto cuando le da volantín a un niño

En otras palabras, Sirius tenía una compañera de baile…

pero ¿dónde estaba?

En 1862 Alvan Graham Clark -el constructor de telescopios refractores más famoso del mundo- localizó a la compañera “invisible”

Sirius B es muy difícil de observar (Estaba a 4.6” de Sirius A). Pocos la pueden encontrar en su telescopio.

CENTRO DE MASA

De acuerdo con la trayectoria de Sirius A, Sirius B debía tener casi la misma masa del Sol

¿Por qué resulta difícil observarla?

Algunos sospecharon que se trataba de una estrella oscura. Tal vez una gigante roja (no son muy calientes)

En 1915 Walter Sydney Adams sacó el espectro de Sirius B y para su sorpresa la estrella menor no era fría como las gigantes rojas

Es que yo llevo la música por dentro

Sirius B posee una temperatura superficial de 8,000 K ¡Es más caliente que el Sol!

Se suponía que las estrellas calientes son las más brillantes y masivas:las estrellas azules

Se suponía que las estrellas calientes son las más brillantes y masivas:las estrellas azules

Michael Gariepy/Adam Block/�OAO/AURA/�SF

Si Sirius B era tan caliente y su luz muy escasa, sólo podía significar una cosa: debía ser muy pequeña

En otras palabras: cada metro cuadrado de Sirius B es muy brillante, pero como tiene una superficie muy pequeña, su luz colectiva es limitada

Sirius B es 10,000 veces menos brillante que el Soly 100 veces más pequeña

Peter J. Ward

Resulta difícil de creer que un objeto tan pequeño pueda contenerla misma masa del Sol

Akira Fujii

En 1934 Gerard Kuiper encontró una estrella similar a Sirius B¡tan pequeña como Marte! (6,000 Km)

Roland Christen

Evidentemente se encontraban frente a un nuevo tipo de estrella:las llamaron enanas blancas

Una estrella normal está hecha de gas ionizado, pero el gas no se puede comprimir tanto como para tener cabida en una enana blanca

Una enana blanca típica puede medir de 10,000 a 20,000 Km.ESA / �ASA

Ahora sabemos que las enanas blancas es el remanentede una estrella gigante roja

El envejecer la gigante roja se dilata

Las capas externas se expanden hasta queya no pueden permanecer unidas a la estrella

Es entonces que el núcleo de la estrella empieza a asomar

Ya no genera reacciones nucleares, pero aún así es muy caliente(500,000 k)

Poco a poco, el núcleo apagado se despoja del gas que le rodea

La envoltura gaseosa se convierte entonces en una nebulosa planetaria.Robert Gendler

En este proceso, la estrella pierde hasta el 90% de su masaJohannes Schedler

Como ya no produce más calor, la gravedad empieza a compactar a la enana blanca. Hay un colapso gravitacional

Gradualmente, la enana blanca irá enfriándose hasta convertirseen una enana negra

Mientras el gas ionizado estaba a gran temperatura en la estrella (40 millones de grados) la densidad de partículas atómicas era muy baja

Pero en la enana blanca, las partículas atómicas están apretujadasPero en la enana blanca, las partículas atómicas están apretujadas

¡ Su densidad es de 10,000 a 100’000,000 ton por metro 3 !¡ Su densidad es de 10,000 a 100’000,000 ton por metro 3 !

Así, las enanas blancas más pequeñas son las más masivas

Colapso Gravitacional

Lo que detiene a la enana blanca de seguirse colapsando es el límite de degeneración de los electrones.

Es decir, el punto en que el rechazo que experimentan entre sí

-a causa de su carga eléctrica idéntica-

les impide acercarse más.

Algunas enanas blancas pesan más que el mismo Sol

En 1918 Subramanyan Chandrasekhar (Chandra, para los amigos) descubrió que las enanas blancas son incapaces de soportar más de

1.4 veces la masa del Sol

¿Qué pasaría si a una enana blanca se le añadiera una masa superior a 1.4 veces la masa del Sol?

Si la enana blanca está “en medio de la nada”, no tiene de que preocuparse

Si la enana blanca está “en medio de la nada”, no tiene de que preocuparse

Sola con mi soledaaaad

Pero si la enana blanca forma parte de un sistema binario, las cosas se pueden tornar interesantes

Imaginemos a una enana blanca de 1.2 masas solares

Te estás poniendo vieja y gorda

La transferencia de masa produce un exceso de carga que la inestabiliza y…

Sobreviene un estallido

Si la explosión sucede antes de alcanzar 1.4 masas solaresla enana blanca sobrevive

La explosión fue una nova

¡Ah, que susto!

Si la explosión sucede tras alcanzar 1.4 masas solaresla enana blanca es destruida

La explosión fue una supernova(Tipo Ia)

Otras supernovas se forman en el interior de estrellas masivas

Robert Gendler

Las estrellas gigantes azules -con más de 8 veces la masa del Sol-acumulan elementos cada vez más pesados en su interior

H

HeCNeOSiSiFe

El núcleo de hierro reacciona igual que la enana blanca al sobrepeso.No lo puede soportar más

H

HeCNeOSiSiFe

Cuando supera el límite de Chandra, sufre un colapso gravitacional

En un instante, el núcleo de hierro apaga las reacciones nucleares en el centro y la estrella se derrumba siobre sí misma

En teoría, no existía nada más denso que una enana blanca o el núcleo ferroso de una estrella masiva

Las estrellas de neutrones fueron sugeridas en la década de 1930 por un grupo de astrónomos, entre quienes destacaron Zwicky y Landau.

La propuesta fue que la estrella de neutrones era el resultado del colapso gravitacional de una estrella gigante y masiva que tras la implosión de su

núcleo ferroso se convertiría en una masa de neutrones.

El resto de la estrella explotaría violentamente a modo de supernova.

Supernova Tipo II

Hay quienes comparan el hierro en el núcleo de una estrella masiva con un “extintor de fuego” que “apaga” a la estrella desde su

centro mismo.

Una vez que se ha alcanzado una masa crítica de hierro, el núcleo de la estrella

–apagado ya-no es capaz de soportar la terrible carga de las capas

externas del astro.

La temperatura se alza a más de 10,000 millones. Aún así, el calor sigue siendo insuficiente para detener el colapso gravitacional.

Los fotones generados son de una energía tan alta que empieza a desintegrar los núcleos ferrosos y los convierte en núcleos de helio.

En una supernova tipo II el núcleo ferrosodeja un remanente ultra comprimido: la estrella de neutrones.

En una supernova tipo II el núcleo ferrosodeja un remanente ultra comprimido: la estrella de neutrones.

Es una “estrella” ultracompacta que ha sufrido colapso a tal grado que sus electrones y protones se combinan para formar neutrones y neutrinos.Es una “estrella” ultracompacta que ha sufrido colapso a tal grado que

sus electrones y protones se combinan para formar neutrones y neutrinos.

Los neutrinos escapan, dejando atrás la masa de neutrones

Neutrón.- (n) es una partícula elemental presente en el núcleo de todos los átomos (excepto el hidrógeno). No tiene carga eléctrica. Su masa es

de 1.6749 x 10 -24 gramos (ligeramente superior a la del protón)

Un neutrón puede penetrar fácilmente hacia el interior de un átomo pues no tiene interacción electromagnética.

Atomo de helio

Si la enana blanca o un núcleo ferroso exceden el límite de Chandrasekhar, el colapso gravitacional continúa

y se convierte en una estrella de neutrones.

En la estrella de neutrones el estado de degeneración de los neutrones limita nuevamente el colapso gravitacional.

¿Estrella? ¿Blanca?

¿Degenerada?

¡¡¡Ese soy yo!!!

En la implosión se combinan electrones y protones para formara neutrones + neutrinos.

Los neutrinos se pierden en estampida hacia el exterior.

En la implosión se combinan electrones y protones para formara neutrones + neutrinos.

Los neutrinos se pierden en estampida hacia el exterior.

REPASO

Ahora, sin neutrinos, la masa de neutrones se puede compactar aún más, dejando a los neutrones en contacto entre sí.

La implosión ocurre en el momento exacto cuando el núcleo ferroso supera el límite de Chandrasekhar de 1.4 masas solares.

Ahora, sin neutrinos, la masa de neutrones se puede compactar aún más, dejando a los neutrones en contacto entre sí.

La implosión ocurre en el momento exacto cuando el núcleo ferroso supera el límite de Chandrasekhar de 1.4 masas solares.

El límite de Chandrasekhar varía de acuerdoa la composición de la estrella.El límite de Chandrasekhar varía de acuerdoa la composición de la estrella.

Para una enana blanca de helio,

el LCh es de 1.44 masas solares.

Para una enana blanca de carbono,


Para una enana blanca de helio,


Para una enana blanca de carbono,

el LCh es de 1.40 masas solares.el LCh es de 1.40 masas solares.

Para un núcleo ferroso,



Para un núcleo ferroso,


Además, el límite aumenta en la medidaque la estrella rote a mayor velocidad.Además, el límite aumenta en la medidaque la estrella rote a mayor velocidad.

Una vez compactada, la estrella de neutrones sufre un cambio espectacular en la distribución de su masa, sus campos magnéticos y su rotación

.

De haber sido un núcleo del tamaño de la Tierra, la estrella de neutrones queda reducida a un diámetro de 10 Km

Los campos magnéticos también se concentran y aceleran electrones a velocidades cercanas a las de la luz

Además, toda la energía que era empleada por la estrella para girar,

se concentra en una región pequeñísima

Cuando se combinan todos estos cambios, el resultado es casi artístico

Descargue la animación de http://www.atnf.csiro.au/news/press/images/binary_pulsar/pulsar_anim.gif

A lo largo de sus polos la estrella de neutrones emite un haz de luz. La rotación un haz de luz. La rotación de los haces la convierte

en un faro estelar

Los poderosos campos magnéticos producen una forma de radiación llamada sincrotrónica (causada por electrones a grandes velocidades)Los poderosos campos magnéticos producen una forma de radiación llamada sincrotrónica (causada por electrones a grandes velocidades)

La radiación que despide la estrella excita la nube de escombros que rodea al pulsar

En el corazón de Messier 1 reside el primer pulsar descubierto

La luz que sale de una enana blanca o una estrella de neutrones experimenta un corrimiento hacia el rojo por efecto gravitacional. El campo gravitacional despoja parcialmente a la luz algo de energía.

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Lectura recomendada y sitios consultadoshttp://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_neutrones

http://es.wikipedia.org/wiki/Pulsarhttp://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_07-04.htm

http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit3/extreme.html (en inglés)http://crab0.astr.nthu.edu.tw/~hchang/ga1/ch23-01.htm (en inglés)

http://www.jb.man.ac.uk/news/neutronstar/ (en inglés)

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