Pulsares Lonnie Pacheco [Modo De Compatibilidad]

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Pulsares Lonnie Pacheco [Modo De Compatibilidad]

  1. 1. PULSARES Lonnie Pacheco
  2. 2. Esta conferencia llega a Usted gracias a www.astronomos.org
  3. 3. Para hablar de pulsares, necesitamos hablar primero de estrellas de neutrones Mark A Garlick
  4. 4. Y para hablar de estrellas de neutrones, necesitamos hablar de enanas blancas
  5. 5. Y para hablar de enanas blancas, nada mejor que la compañera de Sirius. J.M. Madiedo
  6. 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. 7. 1.324” por año En 1718 Edmud Halley descubrió que Sirius tenía movimiento propio.
  8. 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. 9. Sospecharon que Sirius se tambaleaba como se tambalea un adulto cuando le da volantín a un niño
  10. 10. En otras palabras, Sirius tenía una compañera de baile… pero ¿dónde estaba?
  11. 11. En 1862 Alvan Graham Clark -el constructor de telescopios refractores más famoso del mundo- localizó a la compañera “invisible”
  12. 12. Sirius B es muy difícil de observar (Estaba a 4.6” de Sirius A). Pocos la pueden encontrar en su telescopio.
  13. 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. 14. Algunos sospecharon que se trataba de una estrella oscura. Tal vez una gigante roja (no son muy calientes)
  15. 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. 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. 17. Se suponía que las estrellas calientes son las más brillantes y masivas: las estrellas azules Michael Gariepy/Adam Block/ OAO/AURA/ SF
  18. 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. 19. Sirius B es 10,000 veces menos brillante que el Sol y 100 veces más pequeña Peter J. Ward
  20. 20. Resulta difícil de creer que un objeto tan pequeño pueda contener la misma masa del Sol Akira Fujii
  21. 21. Roland Christen En 1934 Gerard Kuiper encontró una estrella similar a Sirius B ¡tan pequeña como Marte! (6,000 Km)
  22. 22. Evidentemente se encontraban frente a un nuevo tipo de estrella: las llamaron enanas blancas
  23. 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. 24. Una enana blanca típica puede medir de 10,000 a 20,000 Km. ESA / ASA
  25. 25. Ahora sabemos que las enanas blancas es el remanente de una estrella gigante roja
  26. 26. El envejecer la gigante roja se dilata
  27. 27. Las capas externas se expanden hasta que ya no pueden permanecer unidas a la estrella
  28. 28. Es entonces que el núcleo de la estrella empieza a asomar
  29. 29. Ya no genera reacciones nucleares, pero aún así es muy caliente (500,000 k)
  30. 30. Poco a poco, el núcleo apagado se despoja del gas que le rodea
  31. 31. La envoltura gaseosa se convierte entonces en una nebulosa planetaria. Robert Gendler
  32. 32. En este proceso, la estrella pierde hasta el 90% de su masa Johannes Schedler
  33. 33. Como ya no produce más calor, la gravedad empieza a compactar a la enana blanca. Hay un colapso gravitacional
  34. 34. Gradualmente, la enana blanca irá enfriándose hasta convertirse en una enana negra
  35. 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. 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. 37. Así, las enanas blancas más pequeñas son las más masivas Colapso Gravitacional
  38. 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. 39. Algunas enanas blancas pesan más que el mismo Sol
  40. 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. 41. ¿Qué pasaría si a una enana blanca se le añadiera una masa superior a 1.4 veces la masa del Sol?
  42. 42. NO SE
  43. 43. Si la enana blanca está “en medio de la nada”, no tiene de que preocuparse Sola con mi soledaaaad
  44. 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. 45. Te estás poniendo vieja y gorda
  46. 46. La transferencia de masa produce un exceso de carga que la inestabiliza y…
  47. 47. Sobreviene un estallido
  48. 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. 49. Si la explosión sucede tras alcanzar 1.4 masas solares la enana blanca es destruida La explosión fue una supernova (Tipo Ia)
  50. 50. Otras supernovas se forman en el interior de estrellas masivas Robert Gendler
  51. 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. 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. 53. En un instante, el núcleo de hierro apaga las reacciones nucleares en el centro y la estrella se derrumba siobre sí misma
  54. 54. En teoría, no existía nada más denso que una enana blanca o el núcleo ferroso de una estrella masiva
  55. 55. Las estrellas de neutrones fueron sugeridas en la década de 1930 por un grupo de astrónomos, entre quienes destacaron Zwicky y Landau.
  56. 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. 57. El resto de la estrella explotaría violentamente a modo de supernova. Supernova Tipo II
  58. 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. 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. 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. 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. 62. Los neutrinos escapan, dejando atrás la masa de neutrones
  63. 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. 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. 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. 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. 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. 68. . De haber sido un núcleo del tamaño de la Tierra, la estrella de neutrones queda reducida a un diámetro de 10 Km
  69. 69. Los campos magnéticos también se concentran y aceleran electrones a velocidades cercanas a las de la luz
  70. 70. Además, toda la energía que era empleada por la estrella para girar, se concentra en una región pequeñísima
  71. 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. 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. 73. Los poderosos campos magnéticos producen una forma de radiación llamada sincrotrónica (causada por electrones a grandes velocidades)
  74. 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. 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. 76. GRACIAS pablo@astronomos.org
  77. 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. 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

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