Pulsares Lonnie Pacheco [Modo De Compatibilidad]
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Pulsares Lonnie Pacheco [Modo De Compatibilidad] Presentation Transcript

  • 1. PULSARES Lonnie Pacheco
  • 2. Esta conferencia llega a Usted gracias a www.astronomos.org
  • 3. Para hablar de pulsares, necesitamos hablar primero de estrellas de neutrones Mark A Garlick
  • 4. Y para hablar de estrellas de neutrones, necesitamos hablar de enanas blancas
  • 5. Y para hablar de enanas blancas, nada mejor que la compañera de Sirius. J.M. Madiedo
  • 6. Sirius es la estrella más brillante del cielo. Está a 8.6 años luz de distancia. Posee 2.3 masas solares y emite tanta luz como 20 soles David A. Kodama
  • 7. 1.324” por año En 1718 Edmud Halley descubrió que Sirius tenía movimiento propio.
  • 8. 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.
  • 9. Sospecharon que Sirius se tambaleaba como se tambalea un adulto cuando le da volantín a un niño
  • 10. En otras palabras, Sirius tenía una compañera de baile… pero ¿dónde estaba?
  • 11. En 1862 Alvan Graham Clark -el constructor de telescopios refractores más famoso del mundo- localizó a la compañera “invisible”
  • 12. Sirius B es muy difícil de observar (Estaba a 4.6” de Sirius A). Pocos la pueden encontrar en su telescopio.
  • 13. 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?
  • 14. Algunos sospecharon que se trataba de una estrella oscura. Tal vez una gigante roja (no son muy calientes)
  • 15. 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
  • 16. Es que yo llevo la música por dentro Sirius B posee una temperatura superficial de 8,000 K ¡Es más caliente que el Sol!
  • 17. Se suponía que las estrellas calientes son las más brillantes y masivas: las estrellas azules Michael Gariepy/Adam Block/ OAO/AURA/ SF
  • 18. 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
  • 19. Sirius B es 10,000 veces menos brillante que el Sol y 100 veces más pequeña Peter J. Ward
  • 20. Resulta difícil de creer que un objeto tan pequeño pueda contener la misma masa del Sol Akira Fujii
  • 21. Roland Christen En 1934 Gerard Kuiper encontró una estrella similar a Sirius B ¡tan pequeña como Marte! (6,000 Km)
  • 22. Evidentemente se encontraban frente a un nuevo tipo de estrella: las llamaron enanas blancas
  • 23. Una estrella normal está hecha de gas ionizado, pero el gas no se puede comprimir tanto como para tener cabida en una enana blanca
  • 24. Una enana blanca típica puede medir de 10,000 a 20,000 Km. ESA / ASA
  • 25. Ahora sabemos que las enanas blancas es el remanente de una estrella gigante roja
  • 26. El envejecer la gigante roja se dilata
  • 27. Las capas externas se expanden hasta que ya no pueden permanecer unidas a la estrella
  • 28. Es entonces que el núcleo de la estrella empieza a asomar
  • 29. Ya no genera reacciones nucleares, pero aún así es muy caliente (500,000 k)
  • 30. Poco a poco, el núcleo apagado se despoja del gas que le rodea
  • 31. La envoltura gaseosa se convierte entonces en una nebulosa planetaria. Robert Gendler
  • 32. En este proceso, la estrella pierde hasta el 90% de su masa Johannes Schedler
  • 33. Como ya no produce más calor, la gravedad empieza a compactar a la enana blanca. Hay un colapso gravitacional
  • 34. Gradualmente, la enana blanca irá enfriándose hasta convertirse en una enana negra
  • 35. Mientras el gas ionizado estaba a gran temperatura en la estrella (40 millones de grados) la densidad de partículas atómicas era muy baja
  • 36. Pero en la enana blanca, las partículas atómicas están apretujadas ¡ Su densidad es de 10,000 a 100’000,000 ton por metro 3 !
  • 37. Así, las enanas blancas más pequeñas son las más masivas Colapso Gravitacional
  • 38. 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.
  • 39. Algunas enanas blancas pesan más que el mismo Sol
  • 40. 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
  • 41. ¿Qué pasaría si a una enana blanca se le añadiera una masa superior a 1.4 veces la masa del Sol?
  • 42. NO SE
  • 43. Si la enana blanca está “en medio de la nada”, no tiene de que preocuparse Sola con mi soledaaaad
  • 44. 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
  • 45. Te estás poniendo vieja y gorda
  • 46. La transferencia de masa produce un exceso de carga que la inestabiliza y…
  • 47. Sobreviene un estallido
  • 48. Si la explosión sucede antes de alcanzar 1.4 masas solares la enana blanca sobrevive ¡Ah, que susto! La explosión fue una nova
  • 49. Si la explosión sucede tras alcanzar 1.4 masas solares la enana blanca es destruida La explosión fue una supernova (Tipo Ia)
  • 50. Otras supernovas se forman en el interior de estrellas masivas Robert Gendler
  • 51. Las estrellas gigantes azules -con más de 8 veces la masa del Sol- acumulan elementos cada vez más pesados en su interior H He C Ne O Si Fe
  • 52. El núcleo de hierro reacciona igual que la enana blanca al sobrepeso. No lo puede soportar más H He C Ne O Si Fe Cuando supera el límite de Chandra, sufre un colapso gravitacional
  • 53. En un instante, el núcleo de hierro apaga las reacciones nucleares en el centro y la estrella se derrumba siobre sí misma
  • 54. En teoría, no existía nada más denso que una enana blanca o el núcleo ferroso de una estrella masiva
  • 55. Las estrellas de neutrones fueron sugeridas en la década de 1930 por un grupo de astrónomos, entre quienes destacaron Zwicky y Landau.
  • 56. 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.
  • 57. El resto de la estrella explotaría violentamente a modo de supernova. Supernova Tipo II
  • 58. 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.
  • 59. 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.
  • 60. 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.
  • 61. En una supernova tipo II el núcleo ferroso deja 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.
  • 62. Los neutrinos escapan, dejando atrás la masa de neutrones
  • 63. 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) Atomo de helio Un neutrón puede penetrar fácilmente hacia el interior de un átomo pues no tiene interacción electromagnética.
  • 64. 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. ¿Estrella? ¿Blanca? ¿Degenerada? ¡¡¡Ese soy yo!!! En la estrella de neutrones el estado de degeneración de los neutrones limita nuevamente el colapso gravitacional.
  • 65. REPASO En la implosión se combinan electrones y protones para formara neutrones + neutrinos. Los neutrinos se pierden en estampida hacia el exterior. 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.
  • 66. El límite de Chandrasekhar varía de acuerdo a 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, el LCh es de 1.40 masas solares. Para un núcleo ferroso, el LCh es de 1.11 masas solares. Además, el límite aumenta en la medida que la estrella rote a mayor velocidad.
  • 67. Una vez compactada, la estrella de neutrones sufre un cambio espectacular en la distribución de su masa, sus campos magnéticos y su rotación
  • 68. . De haber sido un núcleo del tamaño de la Tierra, la estrella de neutrones queda reducida a un diámetro de 10 Km
  • 69. Los campos magnéticos también se concentran y aceleran electrones a velocidades cercanas a las de la luz
  • 70. Además, toda la energía que era empleada por la estrella para girar, se concentra en una región pequeñísima
  • 71. 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
  • 72. A lo largo de sus polos la estrella de neutrones emite un haz de luz. La rotación de los haces la convierte en un faro estelar
  • 73. Los poderosos campos magnéticos producen una forma de radiación llamada sincrotrónica (causada por electrones a grandes velocidades)
  • 74. 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
  • 75. 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.
  • 76. GRACIAS pablo@astronomos.org
  • 77. Lectura recomendada y sitios consultados http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_neutrones http://es.wikipedia.org/wiki/Pulsar http://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)
  • 78. www.astronomos.org Derechos Reservados Monterrey, N.L. México Las marcas, logotipos, avisos comerciales, signos distintivos, nombres comerciales, patentes, diseños, personajes, conceptos, slogans, documentos y demás derechos de Propiedad Intelectual en lo sucesivo la quot;Propiedad Intelectualquot; exhibidas en el Sitio son propiedad de www.astronomos.org y de terceros según sea el caso; sin que pueda entenderse que por simple hecho de que el Usuario pueda acceder al Sitio o al presente documento tenga derecho alguno sobre dicha Propiedad Intelectual. El uso de la información contenida en este sitio es responsabilidad de quien la consulte, copie o accese de nuestras páginas de información. LA DISTRIBUCIÓN DE ESTE MATERIAL ES GRATUITO. PROHIBIDO ALTERAR SU CONTENIDO. ESTRICTAMENTE PROHIBIDA LA COMERCIALIZACIÓN Y/O IMPRESIÓN SIN CONSENTIMIENTO POR ESCRITO DEL AUTOR