EL ORIGEN DE LOS ELEMENTOS QUÍMICOS
Aproximadamente el 95% de la materia viviente está constituida por hidrógeno, carbón, nitrógeno y oxígeno, que junto con muchos otros elementos de la Tabla Periódica se encuentran organizados formando proteínas, ácidos nucleicos, lípidos y carbohidratos y muchas otras moléculas complejas. Estos mismos elementos son los más abundantes en el universo.
La respuesta a esta pregunta la podemos encontrar estudiando la estructura y la evolución de las estrellas. Estos cuerpos, que se forman a partir del colapso gravitacional de grandes nubes de hidrógeno y polvo que existen en la galaxia, alcanzan temperaturas y presiones tan grandes en su interior que generan energía que se convierte en radicación luminosa que es emitida al espacio.
LAS MOLÉCULAS INTERESTELARES
Como resultado de los procesos de evolución estelar, las nubes de hidrógeno y polvo que existen entre las estrellas de la galaxia se van enriqueciendo en elementos químicos. Debido a las bajas densidades del medio interestelar, se consideraba que era poco probable que los átomos interaccionaran entre sí para formar compuestos químicos. A pesar de que en 1937 se descubrieron moléculas interestelares sencillas, como los radicales metilidina (CH+) y cianógeno (CN-), se pensaba que solamente existían en cantidades minúsculas, y que no podrían existir moléculas más complejas.
La mayoría de las moléculas que se han descubierto en el medio interestelar tienen un carácter orgánico; es decir, contienen al menos un átomo de carbón en su estructura. Por otra parte, debido a que el formaldehído y el ácido cianhídrico, que son muy abundantes en el medio interestelar, reaccionan fácilmente entre sí para formar aminoácidos, es posible que en las nubes más densas del material interestelar existan moléculas más complejas como la glicina y la alaniha, dos aminoácidos sencillos, y otras tales como la purina y la urea.
EL ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR
Las nubes más densas y oscuras de la galaxia, donde las moléculas existen en mayor abundancia, se encuentran también sujetas a un proceso de contracción gravitacional, durante el cual se fragmentan en trozos de diferente masa y tamaño.
Hace aproximadamente cuatro mil quinientos millones de años el Sol empezó a emitir energía generada por procesos termonucleares que ocurrían en su interior, y al hacerlo empujó hacia las partes externas de la nebulosa solar el material gaseoso más ligero. Los planetas que se formaron a partir de la condensación del material del disco que giraba alrededor del Sol quedaron separados en dos grandes grupos, de acuerdo con su composición química.
Sobre este tema no hay mucha informacion por lo que pongo una presentación.
http://www.iaa.es/~eperez/EvQuim/EvQuim.html
www.monografias.com
sábado, 27 de noviembre de 2010
Medio Interestelar
El espacio interestelar no esta vacío, contiene gran cantidad de material al que se le conoce como Medio Interestelar (MI). El MI constituye entre el 10 a 15% de la masa visible de la vía láctea; está compuesto en un 99% de gas y el resto de polvo. A partir del MI se forman las estrellas y sistemas planetarios.
Polvo Interestelar
El polvo interestelar está compuesto por partículas sólidas de menos de un micrómetro de tamaño reunidas en cúmulos de muy baja densidad. En su composición se encuentran grandes cantidades de hidrogeno, carbono y en mucha menor cantidad silicatos y otros compuestos como moléculas orgánicas y agua. La temperatura del polvo interestelar es de -150º.
La existencia de polvo interestelar fue estudiada inicialmente por Robert Trumpler alrededor de 1930. Se encontraron diversos fenómenos asociados a él como la extinción estelar: la luz de una estrella es bloqueada o se atenúa al pasar a través del medio interestelar; y el corrimiento al rojo interestelar: dispersión de la porción azul del espectro por el polvo interestelar de la luz emitida por las estrellas haciéndolas ver mas rojas de lo que en realidad son.
El polvo interestelar esta concentrado principalmente en el plano de la galaxia, de esta manera la observación de esta zona esta restringida; observadas de canto, la mayoría de las galaxias tienen una franja oscura producida por el polvo interestelar. NGC 5866
Existen sitios en donde el polvo interestelar se hace evidente: Las Nebulosas.
El polvo interestelar forma dos tipos de nebulosas:
+Nebulosas Oscuras.
+Nebulosas de Reflexión.
Nebulosas Oscuras. En estas nebulosas los granos de polvo se agrupan con alta densidad (104 - 109 partículas por cm3) y poseen una temperatura entre 10 a 100K. Las partículas de polvo dispersan y absorben la luz de manera muy eficiente impidiendo su paso, presentándose como manchas oscuras. La mayoría de nebulosas oscuras fueron catalogadas por Edward Banard y se denominan Objetos Banard (la nebulosa cabeza de caballo es, por ejemplo, Banard 33).
Otro grupo se denominan Glóbulos de Bok (ej: NGC 281) nombre dado en honor al astrónomo Danés Bart Bok quien las describió por primera vez. La masa de un objeto Banard es de unos cientos de la Solar y un glóbulo de Bok tiene un décimo de esta masa. la composición química es: Hidrogeno 74%, Helio 25% y elementos pesados 1%.
Nebulosas de Reflexión. La parte azul de la Trífida. Las nebulosas de reflexión tienen la misma composición que las nebulosas oscuras pero su densidad es mucho menor. Los granos de polvo dispersan y absorben la radiación pero típicamente mucho mejor las de corta longitud, así cuando son iluminadas por estrellas, reflejan la radiación en la parte azul del espectro lo que da su color característico.
Las nebulosas de emisión se encuentran cerca de estrellas masivas y luminosas, la mayoría del tipo espectral O y B, cuando los átomos de hidrógeno reciben esta energía pierden un electrón (ionización) y se denominan HII, formando regiones HII. Estos iones al reconstituirse en hidrógeno neutro (HI) liberan energía, la mayor parte proviene del salto entre los niveles energéticos 3 a 2, en forma de fotones H-alfa con una longitud de onda de 656 nm en la porción roja del espectro que le da la coloración típica a estas nebulosas.
http://almaak.tripod.com/temas/estrellas_medio_interestelar.html
Polvo Interestelar
El polvo interestelar está compuesto por partículas sólidas de menos de un micrómetro de tamaño reunidas en cúmulos de muy baja densidad. En su composición se encuentran grandes cantidades de hidrogeno, carbono y en mucha menor cantidad silicatos y otros compuestos como moléculas orgánicas y agua. La temperatura del polvo interestelar es de -150º.
La existencia de polvo interestelar fue estudiada inicialmente por Robert Trumpler alrededor de 1930. Se encontraron diversos fenómenos asociados a él como la extinción estelar: la luz de una estrella es bloqueada o se atenúa al pasar a través del medio interestelar; y el corrimiento al rojo interestelar: dispersión de la porción azul del espectro por el polvo interestelar de la luz emitida por las estrellas haciéndolas ver mas rojas de lo que en realidad son.
El polvo interestelar esta concentrado principalmente en el plano de la galaxia, de esta manera la observación de esta zona esta restringida; observadas de canto, la mayoría de las galaxias tienen una franja oscura producida por el polvo interestelar. NGC 5866
Existen sitios en donde el polvo interestelar se hace evidente: Las Nebulosas.
El polvo interestelar forma dos tipos de nebulosas:
+Nebulosas Oscuras.
+Nebulosas de Reflexión.
Nebulosas Oscuras. En estas nebulosas los granos de polvo se agrupan con alta densidad (104 - 109 partículas por cm3) y poseen una temperatura entre 10 a 100K. Las partículas de polvo dispersan y absorben la luz de manera muy eficiente impidiendo su paso, presentándose como manchas oscuras. La mayoría de nebulosas oscuras fueron catalogadas por Edward Banard y se denominan Objetos Banard (la nebulosa cabeza de caballo es, por ejemplo, Banard 33).
Otro grupo se denominan Glóbulos de Bok (ej: NGC 281) nombre dado en honor al astrónomo Danés Bart Bok quien las describió por primera vez. La masa de un objeto Banard es de unos cientos de la Solar y un glóbulo de Bok tiene un décimo de esta masa. la composición química es: Hidrogeno 74%, Helio 25% y elementos pesados 1%.
Nebulosas de Reflexión. La parte azul de la Trífida. Las nebulosas de reflexión tienen la misma composición que las nebulosas oscuras pero su densidad es mucho menor. Los granos de polvo dispersan y absorben la radiación pero típicamente mucho mejor las de corta longitud, así cuando son iluminadas por estrellas, reflejan la radiación en la parte azul del espectro lo que da su color característico.
Gas Interestelar.
El gas del medio interestelar esta constituido en 90% de hidrógeno en su forma atómica y molecular, 10% de helio y trazas de otros elementos. Como sucede con el polvo interestelar se hace evidente cuando se acumula formando nebulosas de características diferentes. Hay tres tipos de nubes de gas:
- Nubes moleculares
- Nubes de Hidrogeno neutro (HI)
- Nebulosas de emisión (HII)
Nubes moleculares. Componen alrededor del 50% del gas interestelar, Su masa total es millones de veces la del Sol, con una muy baja temperatura (aproximadamente 20K), pero con una alta densidad. Su principal componente es el hidrogeno molecular (H2) con trazas de otros elementos. Como el H2 no emite radiaciones detectables su estudio se lleva a cabo rastreando el CO (monóxido de carbono), componente muy abundante en ellas. Para que las moléculas no sean destruidas por la energía de las estrellas cercanas deben tener un protector el cual se cree son partículas de polvo interestelar. Las nubes moleculares cumplen los requisitos para que a partir de su material se formen estrellas.
Nubes de Hidrógeno neutro. Están constituidas por átomos independientes de hidrógeno (H). También se conocen como regiones HI las cuales son muy abundantes en el plano galáctico. Estas regiones emiten energía en una particular longitud de onda de 21.1 cms.
Nebulosa de emisión (HII). Una nebulosa de emisión, como la parte roja de la Trífida, típicamente tiene temperaturas de mas o menos 10000 K y están constituidas por una masa que alcanzan 10000 veces la del Sol. Sin embargo, debido a que este material se encuentra disperso en una gran volumen de espacio la densidad de la nebulosa es mucho menor que, por ejemplo, la de la atmósfera terrestre teniendo solo algunos cientos de átomos por centímetro cúbico.
Las nebulosas de emisión se encuentran cerca de estrellas masivas y luminosas, la mayoría del tipo espectral O y B, cuando los átomos de hidrógeno reciben esta energía pierden un electrón (ionización) y se denominan HII, formando regiones HII. Estos iones al reconstituirse en hidrógeno neutro (HI) liberan energía, la mayor parte proviene del salto entre los niveles energéticos 3 a 2, en forma de fotones H-alfa con una longitud de onda de 656 nm en la porción roja del espectro que le da la coloración típica a estas nebulosas.
viernes, 19 de noviembre de 2010
Nucleos activos de galaxias
Una galaxia se dice activa cuando una fracción significativa de la radiación electromagnética que emite no es debida a las componentes "normales" de una galaxia (estrellas, polvo y gas interestelar).
El término núcleo activo de galaxia (AGN, por sus siglas en inglés) se usa frecuentemente para denominar este tipo de objeto, ya que la energía emitida por las galaxias activas se debe aparentemente a una región compacta en su centro. En algunos casos, esta región central emite chorros de partículas que se extienden por grandes distancias, provocando emisión desde regiones extendidas, si bien en todos los casos la fuente última de la energía emitida es la región central.
El modelo teórico más aceptado unifica distintos tipos de objetos, tales como galaxias seyfert, quasares y blazares, los que aparentan ser distintos debido al ángulo de inclinación en el cielo.
Según el modelo unificado, la energía se genera por materia (gas y polvo) que cae a un agujero negro supermasivo, de entre 106 y 109 masas solares. El material al caer forma un disco de acreción, debido a la conservación de momento angular. El calentamiento por fricción causa que el material se transforme en plasma y genere un campo magnético a través del mecanismo alfa. La acreción es altamente eficiente para transformar materia en energía, pudiendo convertir hasta la mitad de la masa en reposo de la materia en energía (en comparación, por ejemplo, al pequeño porcentaje de eficiencia de la fusión nuclear).
Se cree que cuando el agujero negro ha consumido todo el gas y polvo de su vecindad, la galaxia activa deja de emitir grandes cantidades de energía y se transforma en una galaxia normal. Este modelo se apoya en lo que parece ser un agujero negro supermasivo sin actividad en el centro de la Vía Láctea y otras galaxias cercanas. También este modelo explica el hecho de que los quasares sean mucho más frecuentes en el universo temprano.
Las galaxias activas se dividen en dos grupos: las que resultan muy brillantes al ser observadas con un radio-telescopio (radio-loud AGN) y las que no (radio-quiet AGN).
Galaxias Seyfert
En astronomía, las galaxias Seyfert son un tipo de galaxias activas que albergan un núcleo activo de galaxia. Este núcleo produce líneas espectrales de emisión de gas altamente ionizado. Son generalmente galaxias espirales. Su emisión es producida por la acreción de materia en el agujero negro supermasivo situado en su centro.
Las galaxias Seyfert se llaman así en honor a su descubridor, el astrónomo estadounidense Carl Seyfert. Son generalmente galaxias espirales. En algunos casos su región central es muy brillante, tanto que puede eclipsar al resto de la galaxia en sí.
Espectro
El espectro electromagnético de las galaxias Seyfert presenta líneas de emisión de hidrógeno, helio, nitrógeno y oxígeno que destacan por su brillo.
Se presentan dos tipos de líneas en el espectro visible:
+ Unas líneas relativamente estrechas que se presentan en transiciones típicamente prohibidas (transición dipolar magnética o cuadrupolar eléctrica) que se denominan líneas prohibidas o simplemente líneas estrechas.
+Otras líneas que se presentan en transiciones permitidas, que pueden ser anchas o estrechas, y se suelen denominar líneas permitidas. En el caso de que sean anchas se les denomina líneas anchas. Según si se presentan o no estas líneas anchas hablamos de galaxias Seyfert 1 o galaxias Seyfert 2.
Las galaxias Seyfert se clasifican como Tipo 1 ó Tipo 2, dependiendo de si el espectro muestra líneas de emisión estrechas y anchas, o solamente estrechas. Las de Tipo 1 muestran líneas de recombinación, tanto anchas como delgadas, sobrepuestas y líneas prohibidas delgadas; las de Tipo 2 sólo muestran líneas delgadas tanto permitidas como prohibidas. Algunos autores han llegado a ampliar la clasificación dependiendo de las intensidad relativa entre las componentes estrechas y anchas (p.e. Tipo 1,5 o Tipo 1,9).
Variabilidad
La radiación electromagnética proveniente del núcleo de las galaxias Seyfert (tanto como el continuo como algunas líneas de emisión) varía con el tiempo. En ciertos casos varía en menos de un año, lo cual implica que la región de emisión debe tener menos de un año luz de tamaño. Simples cálculos astronómicos indican que la radiación proveniente del núcleo es del orden de 1-100 veces la luminosidad que emite una galaxia espiral de tamaño normal, por lo que no deja de ser asombroso que una región tan "pequeña", del orden de un año luz como se vio, genere la energía equivalente a la que emiten miles de millones de galaxias en un tamaño 100 mil veces mayor. El espectro del continuo revela además que el origen de la radiación no es térmico, esto es, no es debido a una acumulación de estrellas normales. Además, el núcleo es brillante prácticamente en todo el rango espectral: desde los rayos gamma, pasando por rayos X, rayos ultravioleta, visible, infrarrojo y ondas de radio. Semejante cantidad de radiación en todo el espectro electromagnético en una región tan "pequeña" requiere un mecanismo increíblemente energético.
Origen de la emisión
Se atribuye el notable ancho de las líneas de emisión a una distribución de velocidades relativamente grande en el gas que emite la radiación. Si tenemos en cuenta el efecto Doppler, esto es, el desplazamiento de longitud de onda o de frecuencia de la radiación electromagnética debido a la velocidad de la fuente, se pueden entonces deducir las velocidades a las que se encuentra el gas emisor. Estas nubes poseen velocidades de entre 500 a 4000 km/s, y se creen originadas por un conjunto de nebulosas que están a cierta distancia de una fuente central muy intensa de radiación electromagnética.
Cada nube (o conjunto de nubes) tiene una velocidad relativa diferente desde nuestra línea de visión, y cuanto más rápido gire el gas en torno al agujero negro, más ancha será la línea. Las líneas estrechas se creen originadas en el conjunto de nubes más externo donde la velocidad rotacional es menor, mientras las líneas anchas son originadas por nubes que están relativamente cerca de la fuente emisora.
Esta descripción es concordante con el hecho de que no se detecta variación en las líneas estrechas, lo que conlleva que la región que las emite está alejada de la fuente central; en contraste, las líneas anchas son variables a escalas de tiempo cortas.
La región que emite las líneas delgadas es llamada NLR (narrow line region, región de líneas delgadas) y se cree que está conformada por un conjunto de nubes situadas entre 1 a 1000 pc de la fuente central de emisión. Su densidad es lo suficientemente baja como para producir, además de las tradicionales líneas de recombinación de hidrógeno y de helio, emisión de líneas prohibidas, esto es, emisión proveniente de ciertos átomos neutros o ionizados que en estados excitados pueden producir radiación electromagnética de muy baja probabilidad de emisión a causa precisamente de la baja densidad reinante allí.
La región que emite las líneas anchas es llamada BLR (broad line region, región de líneas anchas). Probablemente se ubique a unos 0,05 pc de la fuente central y su densidad es mayor que la de la NLR, lo suficiente como para no formar líneas prohibidas. Pero sí líneas de recombinación de hidrógeno y helio.
Quásar
Un cuásar o quásar (acrónimo en inglés de QUASi-stellAR radio source) es una fuente astronómica de energía electromagnética, que incluye radiofrecuencias y luz visible.
En 2007, el consenso científico dijo que estos objetos están extremadamente lejos, lo que explica su corrimiento al rojo alto, y son extremadamente luminosos, lo que explica por qué se pueden ver a pesar de su distancia, y muy compactos, lo que explica por qué pueden cambiar de brillo con rapidez. Se cree que son núcleos activos de galaxias jóvenes en formación.
Generalidades
Los cuásares visibles muestran un desplazamiento al rojo muy alto. El consenso científico es que esto es un efecto de la expansión métrica del universo entre los quásares y la Tierra. Combinando esto con la Ley de Hubble se sabe que los quásares están muy distantes. Para ser observables a esas distancias, la energía de emisión de los cuásares hace empequeñecer a casi todos los fenómenos astrofísicos conocidos en la galaxia, exceptuando comparativamente a eventos de duración breve como supernovas y GRB. Los quásares pueden fácilmente liberar energía a niveles iguales que la combinación de cientos de galaxias medianas. La luz producida sería equivalente a la de un billón de soles.
En un principio se supuso que los objetos casi estelares o quásares eran agujeros blancos aunque el avance del estudio de su formación y características ha descartado tal supuesto.1
En telescopios ópticos, la mayoría de los quásares aparecen como simples puntos de luz, aunque algunos parecen ser los centros de galaxias activas. La mayoría de los quásares están demasiado lejos para ser visto por telescopios pequeños, pero el 3C 273, con una magnitud aparente de 12,9 es una excepción. A una distancia de 2.440 millones de años luz, es uno de los objetos más lejanos que se pueden observar directamente con un equipo amateur.
Algunos quásares muestran cambios rápidos de luminosidad, lo que implica que son pequeños, ya que un objeto no puede cambiar más rápido que el tiempo que tarda la luz en viajar desde un extremo al otro. El corrimiento al rojo más alto conocido de un quásar es de 6,4.2
Se cree que los quásares están alimentados por la acreción de materia de agujeros negros supermasivos en el núcleo de galaxias lejanas, convirtiéndolos en versiones muy luminosas de una clase general de objetos conocida como galaxias activas. No se conoce el mecanismo que parece explicar la emisión de la gran cantidad de energía y su variabilidad rápida. El conocimiento de los quásares ha avanzado muy rápidamente, aunque no hay un consenso claro sobre sus orígenes.
Propiedades de los quásares
Se conocen más de 200.000 quásares. Todos los espectros observados tiene un corrimiento al rojo considerable, que va desde 0,06 hasta el máximo de 6,4. Por tanto, todos los quásares se sitúan a grandes distancias de la Tierra, el más cercano a 240 Mpc (780 millones de años luz) y el más lejano a 6 Gpc (13.000 millones de años luz). La mayoría de los quásares se sitúan a más de 1 Gpc de distancia; como la luz debe tardar un tiempo muy largo en recorrer toda la distancia, los quásares son observados cuando existieron hace mucho tiempo, y el universo como era en su pasado distante.
Aunque aparecen débiles cuando se observan por telescopios ópticos, su corrimiento al rojo alto implica que estos objetos se sitúan a grandes distancias, por lo que hace de los quásares los objetos más luminosos en el universo conocido. El quásar que aparece más brillante en el cielo es el 3C 273 de la constelación de Virgo. Tiene una magnitud aparente de 12,8, lo suficientemente brillante para ser observado desde un telescopio pequeño, pero su magnitud absoluta es de -26,7. A una distancia de 10 pársec (unos 33 años luz), este objeto brillaría en el cielo con mayor fuerza que el Sol. La luminosidad de este quásar es unos 2 billones (2 × 1012) de veces mayor que la del Sol, o cien veces más que la luz total de una galaxia media como la Vía Láctea.
El cuásar hiperluminoso APM 08279+5255 tenía, cuando se descubrió en 1998, una magnitud absoluta de -32,2, aunque las imágenes de alta resolución del telescopio espacial Hubble y el telescopio Keck revelaron que este sistema era una lente gravitacional. Un estudio del fenómeno de lente gravitacional en este sistema sugiere que se ha aumentado en un factor de 10. Se trata, de todas formas, de un objeto más luminoso que los quásares más cercanos como el 3C 273. Se piensa que el HS 1946+7658 tiene una magnitud absoluta de -30,3, pero que también ha sido aumentada por el efecto de lente gravitacional.
Se ha descubierto que los quásares varían de luminosidad en escalas de tiempo diversas. Algunas varían su brillo cada algunos meses, semanas, días u horas. Esta evidencia ha permitido a los científicos teorizar que los quásares generan y emiten su energía desde una región muy pequeña, puesto que cada parte del quásar debería estar en contacto con las otras en tal escala de tiempo para coordinar las variaciones de luminosidad. Como tal, un quásar que varía en una escala de tiempo de algunas semanas no puede ser mayor que algunas semanas luz de ancho.
Los cuásares manifiestan muchas propiedades idénticas a las de las galaxias activas: la radiación no es térmica y se ha observado que algunas tienen jets y lóbulos como las radiogalaxias. Los quásares pueden ser observados en muchas zonas del espectro electromagnético como radiofrecuencia, infrarrojos, luz visible, ultravioletas, rayos X e incluso rayos gamma. La mayoría de los quásares son más brillantes en el marco de referencia de ultravioleta cercano, cerca de la línea Lyman-alfa de emisión del hidrógeno de 1.216 Å o (121,6 nm), pero debido a su corrimiento al rojo, ese punto de luminosidad se observa tan lejos como 9.000 Å (900 nm) en el infrarrojo cercano.
Generación de emisión
Ya que los quásares muestran propiedades en común con todas las galaxias activas, muchos científicos han comparado las emisiones de los quásares con aquellas de galaxias activas pequeñas debido a su similaridad. La mejor explicación para los quásares es que están alimentados por agujeros negros supermasivos. Para crear una luminosidad de 1040 W (el brillo típico de un quásar), un agujero negro supermasivo debería consumir la materia equivalente a diez estrellas por año. Los quásares más brillantes conocidos deberían devorar 1.000 masas solares de materia cada año. Se cree que los quásares se "encienden" y "apagan" depediendo de su entorno. Una implicación es que un quásar no continuaría alimentándose a esa velocidad durante 10.000 millones de años, lo que explicaría satisfactoriamente por qué no hay quásares cercanos. En este marco, después de que un quásar acabase de consumir el gas y el polvo, se convertiría en una galaxia normal.
Los cuásares también proporcionan algunas pistas sobre el fin de la reionización del Big Bang. Los quásares más viejos (z > 4) muestran un efecto Gunn-Peterson y tienen zonas de absorción en el frente de ellos indicando que el medio intergaláctico en ese momento era gas neutro. Los quásares más recientes no muestran zonas de absorción, pero en su lugar, sus espectros muestran una parte puntiaguda conocida como bosque Lyman-alfa. Esto indica que el medio intergaláctico está sometido a una reionización hacia plasma y que el gas neutro sólo existe en cúmulos pequeños.
Otra característica interesante de los quásares es que muestran evidencias de elementos más pesados que el helio. Esto significa que esas galaxias estuvieron sometidas a una fase masiva de formación estelar creando estrellas de población III entre el momento del Big Bang y los primeros quásares observados. La luz de esas estrellas pudo haber sido observada por el telescopio espacial Spitzer de la NASA, aunque a finales de 2005 esta interpretación aguardaba ser confirmada.
Blazar
Un blazar es una fuente de energía muy compacta y altamente variable, asociada a un agujero negro situado en el centro de una galaxia. Los blazares están entre los fenómenos más violentos del Universo, y son un tema importante en la astronomía extragaláctica.
Los blazares son un tipo particular de núcleo activo galáctico (AGN en inglés), caracterizado por emitir un jet relativístico. Actualmente se acepta que un blazar es un cuásar, con la salvedad de que su jet se encuentra apuntando en dirección a la Tierra. El hecho de que observemos el jet orientado directamente a nosotros, explica tanto la intensidad como la rápida variabilidad y rasgos de los distintos tipos de blazars. Muchos blazars parecen experimentar velocidades superlumínicas dentro de los primeros pársecs de sus jets, probablemente debido a los frentes de onda de choque relativísticos.
Los Blazars no constituyen un grupo homogéneo, y se dividen en dos grupos:
+ Quásares altamente variables, (denominados también en inglés "OVV", de Optically Violent Variable quasars), que son un pequeño subgrupo dentro de los quásares.
+ Objetos BL Lacertae, objetos "BL Lac" o simplemente "BL Lacs".
Algunos de estos objetos pueden ser blazares intermedios, los cuales parecen tener una mezcla de las propiedades de ambos.
El cuadro generalmente aceptado de estos quasares OVV es que son, intrínsecamente, potentes radio galaxias, mientras que los objetos BL Lac son, básicamente, galaxias de fuentes de radio débil. En ambos casos, los centros galácticos son de galaxias gigantes elípticas.
Los modelos alternativos, por ejemplo las microlentes gravitacionales, pueden responder a las observaciones de algunos blazars pero no son consistentes con las propiedades generales.
También se considera que los agujeros negros configuran blazares cuando los chorros de plasma que les pueden estar asociados son visibles. Se cree que los cuásares (y blázares) son propios de los primeros estadios de evolución de las galaxias; lo que explicaría por qué sólo los observamos a distancias de miles de millones de años luz (y por tanto muy antiguos) mientras tales objetos no se han encontrado en galaxias cercanas.
Las galaxias que contienen un núcleo activo (AGN) se denominan también galaxias activas.
www.wikipedia.com
viernes, 12 de noviembre de 2010
Agujeros negros
Un agujero negro es una región finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que genera un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera los fotones de luz, pueden escapar de dicha región.
El proceso de formacion de un agujero negro comienza posteriormente a la muerte de una gigante roja, llámese muerte a la extinción total de su energía. Tras varios miles de millones de años de vida, la fuerza gravitatoria de dicha estrella comienza a ejercer fuerza sobre si misma originando una masa concentrada en un pequeño volumen, convirtiéndose en una enana blanca. En este punto dicho proceso puede proseguir hasta el colapso de dicho astro por la auto atracción gravitatoria que termina por convertir a esta enana blanca en un agujero negro. Este proceso acaba por reunir una fuerza de atracción tan fuerte que atrapa hasta la luz en éste.
En palabras más simples, un agujero negro es el resultado final de la acción de la gravedad extrema llevada hasta el límite posible. La misma gravedad que mantiene a la estrella estable, la empieza a comprimir hasta el punto que los átomos comienzan a aplastarse. Los electrones en órbita se acercan cada vez más al núcleo atómico y acaban fusionándose con los protones, formando más neutrones. El resultado, una estrella neutrónica. En este punto, dependiendo de la masa de la estrella, el plasma de neutrones dispara una reacción en cadena irreversible, la gravedad aumenta exponencialmente al disminuirse la distancia que había originalmente entre los átomos. Las partículas de neutrones implotan, aplastándose más, logrando como resultado un agujero negro: gravedad infinita en un espacio de un tamaño inconmesurablemente pequeño.
Según su origen, teóricamente pueden existir al menos tres clases de agujeros negros:
Según la masa
+Agujeros negros supermasivos: con masas de varios millones de masas solares. Se hallarían en el corazón de muchas galaxias. Se forman en el mismo proceso que da origen a las componentes esféricas de las galaxias.
+Agujeros negros de masa estela: Se forman cuando una estrella de masa 2,5 mayor que la masa del Sol se convierte en supernova e implosiona. Su núcleo se concentra en un volumen muy pequeño que cada vez se va reduciendo más.
+Micro agujeros negros: Son objetos hipotéticos, algo más pequeños que los estelares. Éstos pueden llegar a evaporarse en un período relativamente corto fácilmente mediante emisión de radiación de Hawking si son suficientemente pequeños.
Según sus propiedades físicas
Para un agujero negro descrito por las ecuaciones de Einstein, existe un teorema denominado de sin pelos (en ingles no hair theorem), que afirma que cualquier objeto que sufra un colapso gravitatorio alcanza un estado estacionario como agujero negro descrito sólo por 3 parámetros: su masa M, su carga Q y su momento angular J. Así tenemos la siguiente clasificación para el estado final de un agujero negro:
+El agujero negro más sencillo posible es el agujero negro de Schwarzschild, que no rota ni tiene carga.
+Si no gira pero posee carga eléctrica, se tiene el llamado agujero negro de Reissner-Nordstrøm.
+Un agujero negro en rotación y sin carga es un agujero negro de Kerr.
+Si además posee carga, hablamos de un agujero negro de Kerr-Newman.
Los agujeros negros en la física actual
Se explican los fenómenos físicos mediante dos teorías en cierto modo contrapuestas y basadas en principios incompatibles: la mecánica cuántica, que explica la naturaleza de «lo muy pequeño», donde predomina el caos y la estadística y admite casos de evolución temporal no-determinista, y la relatividad general, que explica la naturaleza de «lo muy pesado» y que afirma que en todo momento se puede saber con exactitud dónde está un cuerpo, siendo esta teoría totalmente determinista. Ambas teorías están experimentalmente confirmadas pero, al intentar explicar la naturaleza de un agujero negro, es necesario discernir si se aplica la cuántica por ser algo muy pequeño o la relatividad por ser algo tan pesado. Está claro que hasta que no se disponga de una física más avanzada no se conseguirá explicar realmente la naturaleza de este fenómeno.
Otros tipos
+Agujero de gusano
En física, un agujero de gusano, también conocido como un puente de Einstein-Rosen y en malas traducciones "agujero de lombriz", es una hipotética característica topológica del espacio-tiempo, descrita por las ecuaciones de la relatividad específica, la cual es esencialmente un "atajo" a través del espacio y el tiempo. Un agujero de gusano tiene por lo menos dos extremos, conectados a una única "garganta", pudiendo la materia 'desplazarse' de un extremo a otro pasando a través de ésta.
En la actualidad la teoría de cuerdas admite la existencia de más de 3 dimensiones espaciales (ver hiperespacio), pero las otras dimensiones espaciales estarían contractadas o compactadas a escalas subatómicas (según la teoría de Kaluza-Klein) por lo que parece muy difícil (diríase "imposible") aprovechar tales dimensiones espaciales "extra" para viajes en el espacio y en el tiempo.
Tipos de agujeros de gusano
+Los agujeros de gusano del intra-universo conectan una posición de un universo con otra posición del mismo universo en un tiempo diferente. Un agujero de gusano debería poder conectar posiciones distantes en el universo por plegamientos espaciotemporales, permitiendo viajar entre ellas en menor tiempo del que tomaría hacer el viaje a través de espacio normal.
+Los agujeros de gusano del inter-universo asocian un universo con otro diferente y son denominados agujeros de gusano de Schwarzschild. Esto nos permite especular si tales agujeros de gusano podrían usarse para viajar de un universo a otro paralelo. Otra aplicación de un agujero de gusano podría ser el viaje en el tiempo. En ese caso sería un atajo para desplazarse de un punto espaciotemporal a otro diferente. En la teoría de cuerdas un agujero de gusano es visualizado como la conexión entre dos D-branas, donde las bocas están asociadas a las branas y conectadas por un tubo de flujo. Se cree que los agujeros de gusano son una parte de la espuma cuántica o espaciotemporal.
Base teórica
Definición
La definición topológica de agujero de gusano no es intuitiva. Se dice que en una región compacta del espacio-tiempo existe un agujero de gusano cuando su conjunto frontera es topológicamente trivial pero cuyo interior no es simplemente conexo. Formalizar esta idea conduce a definiciones como la siguiente, tomada del Lorentzian Wormholes de Matt Visser:
Si un espacio-tiempo de Lorentz contiene una región compacta Ω y si la topología de Ω es de la forma Ω ~ R x Σ, donde Σ es una de las tres formas múltiples de topología poco trivial, cuya frontera tiene topología de la forma dΣ ~ S², y si además las hipersuperficies Σ son de tipo espacial, entonces, la región Ω contiene un agujero de gusano intra-universal cuasipermanente.
Caracterizar agujeros de gusano del inter-universo es más difícil. Por ejemplo, podemos imaginar un universo "recién nacido" conectado a su "universo progenitor" por un "ombligo" estrecho. Cabría considerar el ombligo como la garganta de un agujero de gusano, por la cual el espacio-tiempo está conectado.
Plausibilidad
Se sabe que los agujeros de gusano de Lorentz son posibles dentro de la relatividad general, pero la posibilidad física de estas soluciones es incierta. Incluso, se desconoce si la teoría de la gravedad cuántica que se obtiene al condensar la relatividad general con la mecánica cuántica, permitiría la existencia de estos fenómenos. La mayoría de las soluciones conocidas de la relatividad general que permiten la existencia de agujeros de gusano atravesados requieren la existencia de materia extraña, una sustancia teórica que tiene densidad negativa de energía. Sin embargo, no ha sido matemáticamente probado que éste sea un requisito absoluto para este tipo agujeros de gusano atravesados, ni ha sido establecido que la materia exótica no pueda existir.
No se sabe aún (2010) empíricamente si existen agujeros de gusano. Una solución a las ecuaciones de la Relatividad General (tal como la que hiciera L. Flamm) que pudiera hacer posible la existencia de un agujero de gusano sin el requisito de una materia exótica — sustancia teórica que poseería una densidad de energía negativa— no ha sido todavía verificada. Muchos físicos, incluido Stephen Hawking ( con su conjetura de protección cronológica de Hawking) consideran que a causa de las paradojas, (¿o acaso aporías?), que un viaje en el tiempo a través de un agujero de gusano implicaría que existiría algo fundamental en las leyes de la física que impide tales fenómenos (ver censura cósmica).
En marzo de 2005, Amos Ori visualizó un agujero de gusano que permitía viajar en el tiempo, sin precisar materia exótica y satisfaciendo todas las condiciones energéticas. La estabilidad de esta solución es incierta, por lo que sigue sin estar claro si se requeriría una precisión infinita para que se formase y permitiese el viaje en el tiempo, y también si los efectos cuánticos protegerían la secuencia cronológica del tiempo en este caso.
Métrica de los agujeros de gusano
Las teorías sobre la métrica de los agujeros de gusano describen la geometría del espaciotiempo de un agujero de gusano y sirven de modelos teóricos para el viaje en el tiempo. Un ejemplo simple de la métrica de un agujero de gusano atravesado podría ser el siguiente:
Un tipo de métrica de agujero de gusano no atravesado es la solución de Schwarzschild:
Viajes en el tiempo
Un agujero de gusano podría permitir en teoría el viaje en el tiempo. Esto podría llevarse a cabo acelerando el extremo final de un agujero de gusano a una velocidad relativamente alta respecto de su otro extremo. La dilatación de tiempo relativista resultaría en una boca del agujero de gusano acelerada envejeciendo más lentamente que la boca estacionaria, visto por un observador externo, de forma parecida a lo que se observa en la paradoja de los gemelos. Sin embargo, el tiempo pasa diferente a través del agujero de gusano respecto del exterior, por lo que, los relojes sincronizados en cada boca permanecerán sincronizados para alguien viajando a través del agujero de gusano, sin importar cuanto se muevan las bocas. Esto quiere decir que cualquier cosa que entre por la boca acelerada del agujero de gusano podría salir por la boca estacionaria en un punto temporal anterior al de su entrada si la dilatación de tiempo ha sido suficiente.
Por ejemplo, supongamos que dos relojes en ambas bocas muestran el año 2000 antes de acelerar una de las bocas y, tras acelerar una de las bocas hasta velocidades cercanas a la de la luz, juntamos ambas bocas cuando en la boca acelerada el reloj marca el año 2010 y en la boca estacionaria marca el año 2005. De esta forma, un viajero que entrara por la boca acelerada en este momento saldría por la boca estacionaria cuando su reloj también marcara el año 2005, en la misma región del espacio pero cinco años en el pasado. Tal configuración de agujeros de gusano permitiría a una partícula de la Línea de universo del espacio-tiempo formar un circuito espacio-temporal cerrado, conocido como curva cerrada de tipo tiempo.
+Agujeros blancos
Se trata de una región finita del espacio-tiempo, visible como objeto celeste con una densidad tal que deforma el espacio pero que, a diferencia del agujero negro, deja escapar materia y energía en lugar de absorberla. De hecho ningún objeto puede permanecer en el interior de dicha región durante un tiempo infinito. Por ello se define un agujero blanco como el reverso temporal de un agujero negro: el agujero negro absorbe a su interior a la materia en cambio el agujero blanco la expulsa.
viernes, 5 de noviembre de 2010
Enanas blancas
Cuando la estrella agota su combustible no tiene con qué luchar contra la contracción gravitatoria, por lo que entra en colapso y se convierte en enana blanca. Sin embargo, la compresión que puede sufrir la materia tiene un limite dado por el llamado principio de exclusión de Pauli.
Las altas densidades observadas en las enanas blancas son difíciles de encontrar en otros cuerpos celestes o en la Tierra. En verdad, la posibilidad de existencia de materia más densa que la observada en el sistema solar no fue considerada hasta que se desarrolló la mecánica cuántica. La comprensión de la naturaleza atómica de la materia permitió considerar la existencia de materia degenerada, mucho más concentrada que la materia ordinaria.
El Sol tiene una densidad promedio semejante a la del agua: cerca de 1 gr/cm3 y se comporta como un gas, con sus partículas moviéndose libremente. El H en su interior, a una temperatura de 15 millones de grados, está en su mayoría ionizado. Los electrones se han separado de sus núcleos y la alta temperatura reinante les impide acercarse a ellos.
Como consecuencia, 1 cm3 de materia solar ordinaria es esencialmente vacío. Los protones y electrones pueden moverse libremente casi sin chocar entre sí.
En una enana blanca en cambio, una masa como la del Sol puede estar comprimida en un volumen no mayor que el de la Tierra. La densidad asciende a 1.000 kg/cm3. Aun cuando la temperatura ha disminuido por debajo de la temperatura de ionización, los átomos permanecen disociados por la enorme presión de la gravedad.
Las fuerzas gravitatorias actuantes en un cuerpo celeste masivo pueden comprimir su materia hasta un estado de degeneración electrónica y no más, ya que el principio de exclusión impide a dos electrones ocupar el mismo nivel de energía. Este efecto cuántico se llama presión de degeneración electrónica y es el limite que impone la mecánica cuántica a la compresión de un gas de electrones. Esto es lo que ha sucedido en las enanas blancas. Su interior es “frío” (aunque la temperatura puede alcanzar hasta un millón de grados) en el sentido de que para mantener a la estrella en equilibrio, las fuerzas autogravítantes no están compensadas por movimientos térmicos como sucede en las estrellas de secuencia principal, sino por la presión ejercida por los electrones degenerados que llegan al limite de compresión. El interior de una enana blanca no está en estado gaseoso sino que es como mi cristal gigante que se enfría lentamente. Las partículas están superpuestas y ya casi no hay espacios vacíos entre ellas. Por lo tanto, su posición y velocidad están determinadas cuánticamente. El principio de exclusión impide que dos partículas ocupen el mismo estado de energía y mientras en un gas ordinario quedan niveles de energía libre (no ocupados por ninguna partícula), los electrones de un gas degenerado ocupan todas las posiciones cuánticamente admisibles.
Las enanas blancas se descubrieron en 1910, aunque entonces no se entendían. Su temperatura superficial es muy alta y su luminosidad anormalmente baja. Esto sólo podía explicarse si su radio era muy pequeño, comparable al radio de la Tierra (recordemos la ley de Stefan: L oc R2T4).
S. Chandrasekhar (nacido en 1910) fue quien elaboró la teoría de una esfera de gas degenerado y este trabajo le valió el Premio Nobel de Física de 1983. Contrariamente a lo que podría suponerse, cuanto más grande es la masa de una enana blanca, menor es su radio. Esto resulta de la necesidad de una presión del gas suficiente para balancear la presión gravitatoria. La masa y el tamaño de una enana blanca están fijos por la composición de la estrella. Los cálculos teóricos indican que si está compuesta esencialmente de H tendrá una masa máxima posible de 5,5 M0. Pero si contiene elementos más pesados llegará sólo a 1,4 M0. Estos valores se conocen como limites de Chartdrasekhar. Una estrella más masiva perdería masa o sufriría una catástrofe antes de transformarse en enana blanca.
Actualmente sólo se han identificado algunos cientos de enanas blancas. Como tienen baja luminosidad intrínseca, sólo pueden observarse aquellas cercanas al sistema solar. Los modelos indican que son la fase evolutiva final de las estrellas de poca masa y, en ese caso, el 10% de las estrellas de nuestra galaxia deberían ser enanas blancas.
Aunque la temperatura central de una enana blanca es menor al millón de grados (compárese con los 15 millones de grados del Sol) su atmósfera es, por lo general, más caliente que la de una estrella de secuencia principal. Los electrones degenerados juegan también un rol muy importante en la determinación de la estructura térmica de la estrella. Esta función es semejante a la de los electrones exteriores de los átomos en los metales ordinarios:
SU capacidad para moverse libremente es responsable de la capacidad de los metales para conducir calor eficientemente. De la misma forma, los electrones degenerados son excelentes conductores de calor en las enanas blancas. En consecuencia, estas estrellas tienen casi la misma temperatura en todo su volumen, son casi isotérmicas. Cerca de la superficie la presión es suficientemente baja y los electrones no están degenerados, entonces las propiedades de la materia son más normales. La temperatura superficial es de unos 10.000°K.
Los espectros de las enanas blancas presentan la sorprendente característica de tener líneas correspondientes a un único elemento. Cerca de 80% de las enanas blancas observadas muestran en sus espectros sólo líneas de absorción de hidrógeno; la mayoría de las restantes tiene sólo líneas de He. El ciclo de contracciones gravitatorias impuestas por su propia evolución, ha purificado las capas exteriores de las enanas blancas más allá de la estratificación observada en las estrellas normales. De la misma forma en que los espectros de las estrellas ordinarias se clasifican en B, A, E y G de acuerdo a su temperatura superficial, los de las enanas blancas se dividen en DB, DA, DF Y DG (D indica dwarf :en inglés enana), correspondientes a temperaturas de 100.000 a 4.000 0K. Las más calientes consumen energía a velocidades tan grandes y evolucionan tan rápidamente que esto nos da la posibilidad de observar a estas estrellas envejecer en el transcurso de unos pocos años.
La evolución de las enanas blancas se ha estudiado intensamente en los últimos años y el modelo aceptado actualmente postula que cerca de 10 millones de años después de su formación, la luminosidad de una enana blanca se ha debilitado hasta un décimo de la solar y su temperatura superficial ha disminuido hasta los 30.000 °K.
La teoría sugiere que a una enana blanca le lleva cerca de mil millones de años enfriarse hasta transformarse en una tibia esfera de gas degenerado. Los cálculos indican que en esta etapa la estrella sufre un último cambio importante: comienza a cristalizarse. A través de su evolución hasta este punto permaneció en estado gaseoso.
A medida que se enfría cada ion del gas comienza a sentir fuerzas eléctricas con sus vecinos, produciendo una fase líquida en la materia. Mientras estas fuerzas comienzan a dominar a mayores distancias, más y más núcleos se unen y forman un cristal. Dicho proceso se debe a la disminución de la temperatura, pero es ayudado por la alta presión que comprime a los núcleos.
Este cambio de estado tiene un efecto importante en las etapas finales de evolución de la estrella. Primero el cambio de liquido a sólido libera energía, pero una vez que se ha cristalizado una fracción importante de su interior, la enana blanca se enfría rápidamente. Como el tiempo necesario para que una enana blanca llegue a la etapa de cristalización se calcula semejante a la edad de nuestra galaxia, se puede estimar la época inicial de formación de estrellas en la Vía Láctea observando las enanas blancas más frías.
http://www.portalplanetasedna.com/
Las altas densidades observadas en las enanas blancas son difíciles de encontrar en otros cuerpos celestes o en la Tierra. En verdad, la posibilidad de existencia de materia más densa que la observada en el sistema solar no fue considerada hasta que se desarrolló la mecánica cuántica. La comprensión de la naturaleza atómica de la materia permitió considerar la existencia de materia degenerada, mucho más concentrada que la materia ordinaria.
El Sol tiene una densidad promedio semejante a la del agua: cerca de 1 gr/cm3 y se comporta como un gas, con sus partículas moviéndose libremente. El H en su interior, a una temperatura de 15 millones de grados, está en su mayoría ionizado. Los electrones se han separado de sus núcleos y la alta temperatura reinante les impide acercarse a ellos.
Como consecuencia, 1 cm3 de materia solar ordinaria es esencialmente vacío. Los protones y electrones pueden moverse libremente casi sin chocar entre sí.
En una enana blanca en cambio, una masa como la del Sol puede estar comprimida en un volumen no mayor que el de la Tierra. La densidad asciende a 1.000 kg/cm3. Aun cuando la temperatura ha disminuido por debajo de la temperatura de ionización, los átomos permanecen disociados por la enorme presión de la gravedad.
Las fuerzas gravitatorias actuantes en un cuerpo celeste masivo pueden comprimir su materia hasta un estado de degeneración electrónica y no más, ya que el principio de exclusión impide a dos electrones ocupar el mismo nivel de energía. Este efecto cuántico se llama presión de degeneración electrónica y es el limite que impone la mecánica cuántica a la compresión de un gas de electrones. Esto es lo que ha sucedido en las enanas blancas. Su interior es “frío” (aunque la temperatura puede alcanzar hasta un millón de grados) en el sentido de que para mantener a la estrella en equilibrio, las fuerzas autogravítantes no están compensadas por movimientos térmicos como sucede en las estrellas de secuencia principal, sino por la presión ejercida por los electrones degenerados que llegan al limite de compresión. El interior de una enana blanca no está en estado gaseoso sino que es como mi cristal gigante que se enfría lentamente. Las partículas están superpuestas y ya casi no hay espacios vacíos entre ellas. Por lo tanto, su posición y velocidad están determinadas cuánticamente. El principio de exclusión impide que dos partículas ocupen el mismo estado de energía y mientras en un gas ordinario quedan niveles de energía libre (no ocupados por ninguna partícula), los electrones de un gas degenerado ocupan todas las posiciones cuánticamente admisibles.
Las enanas blancas se descubrieron en 1910, aunque entonces no se entendían. Su temperatura superficial es muy alta y su luminosidad anormalmente baja. Esto sólo podía explicarse si su radio era muy pequeño, comparable al radio de la Tierra (recordemos la ley de Stefan: L oc R2T4).
S. Chandrasekhar (nacido en 1910) fue quien elaboró la teoría de una esfera de gas degenerado y este trabajo le valió el Premio Nobel de Física de 1983. Contrariamente a lo que podría suponerse, cuanto más grande es la masa de una enana blanca, menor es su radio. Esto resulta de la necesidad de una presión del gas suficiente para balancear la presión gravitatoria. La masa y el tamaño de una enana blanca están fijos por la composición de la estrella. Los cálculos teóricos indican que si está compuesta esencialmente de H tendrá una masa máxima posible de 5,5 M0. Pero si contiene elementos más pesados llegará sólo a 1,4 M0. Estos valores se conocen como limites de Chartdrasekhar. Una estrella más masiva perdería masa o sufriría una catástrofe antes de transformarse en enana blanca.
Actualmente sólo se han identificado algunos cientos de enanas blancas. Como tienen baja luminosidad intrínseca, sólo pueden observarse aquellas cercanas al sistema solar. Los modelos indican que son la fase evolutiva final de las estrellas de poca masa y, en ese caso, el 10% de las estrellas de nuestra galaxia deberían ser enanas blancas.
Aunque la temperatura central de una enana blanca es menor al millón de grados (compárese con los 15 millones de grados del Sol) su atmósfera es, por lo general, más caliente que la de una estrella de secuencia principal. Los electrones degenerados juegan también un rol muy importante en la determinación de la estructura térmica de la estrella. Esta función es semejante a la de los electrones exteriores de los átomos en los metales ordinarios:
SU capacidad para moverse libremente es responsable de la capacidad de los metales para conducir calor eficientemente. De la misma forma, los electrones degenerados son excelentes conductores de calor en las enanas blancas. En consecuencia, estas estrellas tienen casi la misma temperatura en todo su volumen, son casi isotérmicas. Cerca de la superficie la presión es suficientemente baja y los electrones no están degenerados, entonces las propiedades de la materia son más normales. La temperatura superficial es de unos 10.000°K.
Los espectros de las enanas blancas presentan la sorprendente característica de tener líneas correspondientes a un único elemento. Cerca de 80% de las enanas blancas observadas muestran en sus espectros sólo líneas de absorción de hidrógeno; la mayoría de las restantes tiene sólo líneas de He. El ciclo de contracciones gravitatorias impuestas por su propia evolución, ha purificado las capas exteriores de las enanas blancas más allá de la estratificación observada en las estrellas normales. De la misma forma en que los espectros de las estrellas ordinarias se clasifican en B, A, E y G de acuerdo a su temperatura superficial, los de las enanas blancas se dividen en DB, DA, DF Y DG (D indica dwarf :en inglés enana), correspondientes a temperaturas de 100.000 a 4.000 0K. Las más calientes consumen energía a velocidades tan grandes y evolucionan tan rápidamente que esto nos da la posibilidad de observar a estas estrellas envejecer en el transcurso de unos pocos años.
La evolución de las enanas blancas se ha estudiado intensamente en los últimos años y el modelo aceptado actualmente postula que cerca de 10 millones de años después de su formación, la luminosidad de una enana blanca se ha debilitado hasta un décimo de la solar y su temperatura superficial ha disminuido hasta los 30.000 °K.
La teoría sugiere que a una enana blanca le lleva cerca de mil millones de años enfriarse hasta transformarse en una tibia esfera de gas degenerado. Los cálculos indican que en esta etapa la estrella sufre un último cambio importante: comienza a cristalizarse. A través de su evolución hasta este punto permaneció en estado gaseoso.
A medida que se enfría cada ion del gas comienza a sentir fuerzas eléctricas con sus vecinos, produciendo una fase líquida en la materia. Mientras estas fuerzas comienzan a dominar a mayores distancias, más y más núcleos se unen y forman un cristal. Dicho proceso se debe a la disminución de la temperatura, pero es ayudado por la alta presión que comprime a los núcleos.
Este cambio de estado tiene un efecto importante en las etapas finales de evolución de la estrella. Primero el cambio de liquido a sólido libera energía, pero una vez que se ha cristalizado una fracción importante de su interior, la enana blanca se enfría rápidamente. Como el tiempo necesario para que una enana blanca llegue a la etapa de cristalización se calcula semejante a la edad de nuestra galaxia, se puede estimar la época inicial de formación de estrellas en la Vía Láctea observando las enanas blancas más frías.
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viernes, 29 de octubre de 2010
Estrellas Compactas
Estrella de neutrones
Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. La masa original de la supernova debe ser mayor a 9 ó 10 masas solares y menor que un cierto valor que depende de la metalicidad. Las estrellas con masas menores a 9-10 masas solares evolucionan en enanas blancas envueltas, al menos por un tiempo, por nebulosidades (nebulosas planetarias), mientras que las de masas mayores evolucionan en agujeros negros.
Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (análogamente a lo que ocurre con las enanas blancas, a mayor masa corresponde un menor radio).
Formacion
Si una enana blanca llega hasta el límite de Chandrasekhar, que es de 1,44 masas solares, ésta se colapsa para convertirse en estrella de neutrones.
Tras la explosión que genera por un breve tiempo a una supernova, queda un núcleo compacto hiperdenso de hierro y otros metales pesados que sigue comprimiéndose y calentándose. Su masa es demasiado grande y los electrones degenerados no son capaces de detener el colapso, por lo que la densidad sigue aumentando. En principio, la densidad necesaria para que se dé la neutronización (recombinación de electrones con protones para dar neutrones) es de 2,4 × 107 g/cm³. Como en las estrellas degeneradas no hay protones libres, la densidad necesaria es, en realidad, más elevada, dado que los electrones han de superar una barrera coulombiana bastante mayor, necesitándose aproximadamente unos 109 g/cm³.
La temperatura del objeto asciende hasta los 3 × 109 K, valor en el que los fotones llegan a ser tan energéticos que pueden romper los núcleos pesados de hierro para formar partículas alfa, en un proceso llamado fotodesintegración. Estas partículas, al tener menos carga, absorben con mayor facilidad los electrones que se meten en el interior de los núcleos, combinándose con los protones. Así mismo, también el helio resultante es susceptible de ser fotodesintegrado, por lo que también se generarán ingentes cantidades de protones libres.
Fotodesintegración del hierro:
Fotodesintegración del helio:
La fotodesintegración enfría la estrella compacta, ya que es una reacción endotérmica que absorbe parte del calor interno de la misma. Por otra parte, la concentración de electrones disminuye al ser absorbidos por los núcleos, provocando una caída en picado de la presión de degeneración, acelerando aún más el colapso. Los núcleos sobrecargados de neutrones los pierden, dejándolos libres, donde pasan a formar parte de una masa compacta de neutrones llamada neutronio.
El proceso continúa hasta alcanzar la densidad de degeneración de los neutrones, aproximadamente en torno a 1014 g/cm³, momento en el que casi toda la masa de la estrella se habrá transformado en neutrones. El núcleo de neutrones degenerados deberá tener una masa inferior a unas 3 masas solares, denominado límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. En caso de que tenga una masa superior, el colapso de la estrella de neutrones no puede detenerse sino que, se cree, llega a formar un agujero negro. Algunos científicos especulan sobre la posible existencia de un estado intermedio entre estrella de neutrones y agujero negro; se trataría de la estrella de quarks, pero tal objeto no ha sido observado aún.
CaracterísticasLa principal característica de las estrellas de neutrones es que resisten el colapso gravitatorio mediante la presión de degeneración de los neutrones, sumado a la presión generada por la parte repulsiva de la interacción nuclear fuerte entre bariones. Esto contrasta con las estrellas de secuencia principal, que equilibran la fuerza de gravedad con la presión térmica originada en las reacciones termonucleares en su interior.
Actualmente no se sabe si el núcleo de una estrella de neutrones tiene la misma estructura que sus capas externas o si, por el contrario, está formado por plasma de quarks-gluones. Lo cierto es que las altísimas densidades que se dan en la zona central de estos objetos son tan elevadas que no permiten hacer predicciones válidas con modelos informáticos ni con observaciones experimentales.
Estrella de quarks
El término estrella de quarks o estrella extraña es usado para denominar un tipo de estrella exótica en la cual, debido a la alta densidad, la materia existe en forma de quarks desconfinados. Lo anterior es comúnmente llamado un plasma de quarks-gluones.
Este estado de la materia podría encontrarse en regiones internas de estrellas de neutrones, o bien componer la totalidad de la estrella. En el segundo caso, la materia no se mantendría unida por la atracción gravitacional, sino por la interacción fuerte entre los quarks. En este caso, la estrella se dice autoligada.
Si bien no se han observado objetos que puedan ser asociados a estrellas compuestas completamente de quarks, la existencia de quarks desconfinados en el interior de estrellas de neutrones no está descartada, ya que la composición de la materia a esas densidades
(
g/cm3) es aún incierta.
Estrellas de Preones
Una estrella de preones es una hipotética estrella compacta formada por preones, unas partículas subatómicas teóricas que compondrían los quarks y leptones. Se predice que las estrellas de preones poseerían enormes densidades, del orden de 1020 g/cm3, una densidad intermedia entre las estrellas de quarks y los agujeros negros. Las densidades son tan gigantescas, que una estrella de preones que tuviera la masa de la Tierra tendría el tamaño de una pelota de tenis.
Esta clase de objetos podrían ser detectados, en principio, mediante lentes gravitacionales o con rayos gamma. La existencia de las estrellas de preones podría explicar algunas incongruencias observacionales que actualmente se solucionan mediante la hipótesis de la materia oscura.
Las estrellas de preones se originarían a causa de explosiones de supernova o en el big bang, aunque sería bastante complicado explicar la formación de estos objetos tan pesados y compactos.
Púlsar
Un púlsar es una estrella de neutrones que emite radiación periódica. Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación del objeto.
Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo; un punto de su superficie puede estar moviéndose a velocidades de hasta 70.000 km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran tan rápidamente se expanden en su ecuador debido a esta velocidad vertiginosa. Esto también implica que estas estrellas tengan un tamaño de unos pocos miles de metros, entre 10 y 20 kilómetros, ya que la fuerza centrífuga generada a esta velocidad es enorme y sólo el potente campo gravitatorio de una de estas estrellas (dada su enorme densidad) es capaz de evitar que se despedace.El efecto combinado de la enorme densidad de estas estrellas con su intensísimo campo magnético (generado por los protones y electrones de la superficie girando alrededor del centro a semejantes velocidades) causa que las partículas que se acercan a la estrella desde el exterior (como, por ejemplo, moléculas de gas o polvo interestelar), se aceleren a velocidades extremas y realicen espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella. Por ello, los polos magnéticos de una estrella de neutrones son lugares de actividad muy intensa: emiten chorros de radiación en el rango del radio, rayos X o rayos gamma, como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa y muy colimada.
Por razones aún no muy bien entendidas, los polos magnéticos de muchas estrellas de neutrones no están sobre el eje de rotación. El resultado es que los "cañones de radiación" de los polos magnéticos no apuntan siempre en la misma dirección, sino que rotan con la estrella.
El primer Púlsar
La señal del primer púlsar detectado tenía un periodo de 1,33730113 s. Este tipo de señales únicamente se puede detectar con un radiotelescopio. De hecho, cuando en julio de 1967 Jocelyn Bell y Antony Hewish detectaron estas señales de radio de corta duración y extremadamente regulares, pensaron que podrían haber establecido contacto con una civilización extraterrestre, por lo que llamaron tentativamente a su fuente LGM (Little Green Men u Hombrecitos verdes). Tras una rápida búsqueda se descubrieron 3 nuevos púlsares que emitían en radio a diferentes frecuencias, por lo que pronto se concluyó que estos objetos debían ser producto de fenómenos naturales. Anthony Hewish recibió en 1974 el Premio Nobel de Física por este descubrimiento y por el desarrollo de su modelo teórico. Jocelyn Bell no recibió condecoración porque sólo era una estudiante de doctorado, aunque fuera ella quien advirtió la primera señal de radio.
Hoy en día se conocen más de 600 púlsares con periodos de rotación que van desde el milisegundo a unos pocos segundos, con un promedio de 0,65 s. La precisión con que se ha medido el periodo de estos objetos es de una parte en 100 millones. El más famoso de todos los púlsares es quizás el que se encuentra en el centro de la Nebulosa del Cangrejo, denominado PSR0531+121, con un periodo de 0,033 s. Este púlsar se encuentra en el mismo punto en el que astrónomos chinos registraron una brillante supernova en el año 1054 y permite establecer la relación entre supernova y estrella de neutrones, a saber, que ésta es remanente de la explosión de aquélla.
Magnetar
Un magnetar o magnetoestrella es una estrella de neutrones alimentada con un campo magnético extremadamente fuerte. Se trata de una variedad de púlsar cuya característica principal es la expulsión, en un breve período (equivalente a la duración de un relámpago), de enormes cantidades de alta energía en forma de rayos X y rayos gamma.
Los rayos Gamma están formados por fotones pertenecientes al extremo más energético del espectro electromagnético, seguidos de los rayos X y, a continuación, de los rayos ultravioleta. Si los rayos X expulsados por el magnetar son de alta intensidad recibe entonces el nombre de “púlsar anómalo de rayos X”, (en inglés "anomalous X-ray pulsars", o su acrónimo AXPs). Si los rayos expulsados pertenecen al espectro Gamma de más alta intensidad, reciben el nombre de "repetidores de gamma suave", SGRs del inglés "soft gamma repeater".
Los rayos Gamma ordinarios conocidos como GRBs "brotes de rayos gamma", del inglés "gamma-ray bursts", ya eran conocidos en las postrimerías de los años 1960. El descubrimiento de estos rayos tremendamente energéticos provenientes del espacio, se efectuó en plena guerra fría, cuando las dos superpotencias, EE. UU. y la URSS, se espiaban mutuamente tratando de controlar su arsenal nuclear. Con el fin de verificar el tratado de no proliferación de armas nucleares, EEUU lanzó una flota de satélites conocidos como Proyecto Vela. Con estos satélites, dotados especialmente para la captación de rayos X y rayos gamma, se descubrieron en 1967 aleatorias explosiones de estos últimos que, a modo de flashes, parecían venir desde distintas direcciones del Universo. El hallazgo se mantuvo en secreto hasta que, en 1973, fue dado a conocer a la opinión pública por Ray Klebesabel y su equipo de Los Alamos National Laboratory.
La teoría acerca de estos objetos fue formulada en 1992 por Robert C. Duncan de la Universidad de Texas en Austin y Christopher Thompson del Instituto Canadiense de Física Teórica. Posteriormente, esta teoría ha sido ampliamente aceptada por el resto de la comunidad científica como una explicación física que satisface hasta el momento las observaciones realizadas sobre estos objetos.
Actualmente, se considera que de cada diez explosiones de supernovas, solamente una da origen al nacimiento de un magnetar. Si la supernova posee entre 6 y 12 masas solares, se convierte en una estrella de neutrones de no más de 10 a 20 km de diámetro. Según la hipótesis de los científicos mencionados anteriormente, los requisitos previos para convertirse en magnetar son una rotación rápida y un campo magnético intenso antes de la explosión. Este campo magnético sería creado por un generador eléctrico (efecto dinamo) que utiliza la convección de materia nuclear que dura los diez primeros segundos alrededor de la vida de una estrella de neutrones. Si esta última gira lo suficientemente rápido, las corrientes de convección se vuelven globales y transfieren su energía al campo magnético. Cuando la rotación es demasiado lenta, las corrientes de convección sólo se forman en regiones locales. Un púlsar sería, pues, una estrella de neutrones que, en su nacimiento, no habría girado lo suficientemente rápido durante un corto lapso de tiempo para generar este efecto dinamo. El magnetar posee un campo lo suficientemente poderoso como para aspirar la materia de los alrededores de la estrella hacia su interior y comprimirla; esto conlleva a que se disipe una cantidad significativa de energía magnética durante un periodo aproximado de unos 10.000 años.
Con el tiempo, el poder magnético decae tras expulsar ingentes cantidades de energía en forma de rayos X y gamma. Las tensiones que causan el colapso se producen a veces en las capas externas de los magnetares, constituidos por plasma de elementos pesados (principalmente de hierro). Estas vibraciones intermitentes muy energéticas producen vientos de rayos X y gamma de ahí el nombre de "repetidoras de rayos gamma suaves". Las magnetares tienen una vida muy breve , porque duran solamente 10.000 años. El 27 de diciembre de 2004, se registró un estallido de rayos gamma proveniente del magnetar denominado SGR 1806-20 situado en la Vía Láctea. El origen estaba situado a unos 50.000 años luz. En la opinión de eminentes astrónomos, si se hubiera producido a tan solo 10 años luz de la Tierra, −distancia que nos separa de alguna de las estrellas más cercanas−, hubiera peligrado seriamente la vida en nuestro planeta al destruir la capa de ozono, alterando el clima global y destruyendo la atmósfera. Esta explosión resultó ser unas 100 veces más potente que cualquier otro estallido registrado hasta ahora. La energía liberada en 2 centésimas de segundo fue superior a la producida por el Sol en 250.000 años.
Intensidades de campos magnéticos:
Una estrella «Q» es una estrella compacta de neutrones con un exótico estado de materia . El termino «Q» no debe aociarse con estrella de quarks , ya que «Q» no se refiere a quark sino a un número determinado de partículas (quantum). Las estrellas-Q son confundidas con agujeros negros de masa estelar. Un candidato de este tipo seria el objeto compacto en el sistema de V404 Cyg.
Hay dos tipos más de estrellas compactas las enanas blancas y los agujeros negros. Como ya hay mucha informacion lo pondre la semana que viene.
Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. La masa original de la supernova debe ser mayor a 9 ó 10 masas solares y menor que un cierto valor que depende de la metalicidad. Las estrellas con masas menores a 9-10 masas solares evolucionan en enanas blancas envueltas, al menos por un tiempo, por nebulosidades (nebulosas planetarias), mientras que las de masas mayores evolucionan en agujeros negros.
Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (análogamente a lo que ocurre con las enanas blancas, a mayor masa corresponde un menor radio).
Formacion
Si una enana blanca llega hasta el límite de Chandrasekhar, que es de 1,44 masas solares, ésta se colapsa para convertirse en estrella de neutrones.
Tras la explosión que genera por un breve tiempo a una supernova, queda un núcleo compacto hiperdenso de hierro y otros metales pesados que sigue comprimiéndose y calentándose. Su masa es demasiado grande y los electrones degenerados no son capaces de detener el colapso, por lo que la densidad sigue aumentando. En principio, la densidad necesaria para que se dé la neutronización (recombinación de electrones con protones para dar neutrones) es de 2,4 × 107 g/cm³. Como en las estrellas degeneradas no hay protones libres, la densidad necesaria es, en realidad, más elevada, dado que los electrones han de superar una barrera coulombiana bastante mayor, necesitándose aproximadamente unos 109 g/cm³.
La temperatura del objeto asciende hasta los 3 × 109 K, valor en el que los fotones llegan a ser tan energéticos que pueden romper los núcleos pesados de hierro para formar partículas alfa, en un proceso llamado fotodesintegración. Estas partículas, al tener menos carga, absorben con mayor facilidad los electrones que se meten en el interior de los núcleos, combinándose con los protones. Así mismo, también el helio resultante es susceptible de ser fotodesintegrado, por lo que también se generarán ingentes cantidades de protones libres.
Fotodesintegración del hierro:
Fotodesintegración del helio:
La fotodesintegración enfría la estrella compacta, ya que es una reacción endotérmica que absorbe parte del calor interno de la misma. Por otra parte, la concentración de electrones disminuye al ser absorbidos por los núcleos, provocando una caída en picado de la presión de degeneración, acelerando aún más el colapso. Los núcleos sobrecargados de neutrones los pierden, dejándolos libres, donde pasan a formar parte de una masa compacta de neutrones llamada neutronio.
El proceso continúa hasta alcanzar la densidad de degeneración de los neutrones, aproximadamente en torno a 1014 g/cm³, momento en el que casi toda la masa de la estrella se habrá transformado en neutrones. El núcleo de neutrones degenerados deberá tener una masa inferior a unas 3 masas solares, denominado límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. En caso de que tenga una masa superior, el colapso de la estrella de neutrones no puede detenerse sino que, se cree, llega a formar un agujero negro. Algunos científicos especulan sobre la posible existencia de un estado intermedio entre estrella de neutrones y agujero negro; se trataría de la estrella de quarks, pero tal objeto no ha sido observado aún.
CaracterísticasLa principal característica de las estrellas de neutrones es que resisten el colapso gravitatorio mediante la presión de degeneración de los neutrones, sumado a la presión generada por la parte repulsiva de la interacción nuclear fuerte entre bariones. Esto contrasta con las estrellas de secuencia principal, que equilibran la fuerza de gravedad con la presión térmica originada en las reacciones termonucleares en su interior.
Actualmente no se sabe si el núcleo de una estrella de neutrones tiene la misma estructura que sus capas externas o si, por el contrario, está formado por plasma de quarks-gluones. Lo cierto es que las altísimas densidades que se dan en la zona central de estos objetos son tan elevadas que no permiten hacer predicciones válidas con modelos informáticos ni con observaciones experimentales.
Estrella de quarks
El término estrella de quarks o estrella extraña es usado para denominar un tipo de estrella exótica en la cual, debido a la alta densidad, la materia existe en forma de quarks desconfinados. Lo anterior es comúnmente llamado un plasma de quarks-gluones.
Este estado de la materia podría encontrarse en regiones internas de estrellas de neutrones, o bien componer la totalidad de la estrella. En el segundo caso, la materia no se mantendría unida por la atracción gravitacional, sino por la interacción fuerte entre los quarks. En este caso, la estrella se dice autoligada.
Si bien no se han observado objetos que puedan ser asociados a estrellas compuestas completamente de quarks, la existencia de quarks desconfinados en el interior de estrellas de neutrones no está descartada, ya que la composición de la materia a esas densidades
(
g/cm3) es aún incierta.
Estrellas de Preones
Una estrella de preones es una hipotética estrella compacta formada por preones, unas partículas subatómicas teóricas que compondrían los quarks y leptones. Se predice que las estrellas de preones poseerían enormes densidades, del orden de 1020 g/cm3, una densidad intermedia entre las estrellas de quarks y los agujeros negros. Las densidades son tan gigantescas, que una estrella de preones que tuviera la masa de la Tierra tendría el tamaño de una pelota de tenis.
Esta clase de objetos podrían ser detectados, en principio, mediante lentes gravitacionales o con rayos gamma. La existencia de las estrellas de preones podría explicar algunas incongruencias observacionales que actualmente se solucionan mediante la hipótesis de la materia oscura.
Las estrellas de preones se originarían a causa de explosiones de supernova o en el big bang, aunque sería bastante complicado explicar la formación de estos objetos tan pesados y compactos.
Púlsar
Un púlsar es una estrella de neutrones que emite radiación periódica. Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación del objeto.
Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo; un punto de su superficie puede estar moviéndose a velocidades de hasta 70.000 km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran tan rápidamente se expanden en su ecuador debido a esta velocidad vertiginosa. Esto también implica que estas estrellas tengan un tamaño de unos pocos miles de metros, entre 10 y 20 kilómetros, ya que la fuerza centrífuga generada a esta velocidad es enorme y sólo el potente campo gravitatorio de una de estas estrellas (dada su enorme densidad) es capaz de evitar que se despedace.El efecto combinado de la enorme densidad de estas estrellas con su intensísimo campo magnético (generado por los protones y electrones de la superficie girando alrededor del centro a semejantes velocidades) causa que las partículas que se acercan a la estrella desde el exterior (como, por ejemplo, moléculas de gas o polvo interestelar), se aceleren a velocidades extremas y realicen espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella. Por ello, los polos magnéticos de una estrella de neutrones son lugares de actividad muy intensa: emiten chorros de radiación en el rango del radio, rayos X o rayos gamma, como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa y muy colimada.
Por razones aún no muy bien entendidas, los polos magnéticos de muchas estrellas de neutrones no están sobre el eje de rotación. El resultado es que los "cañones de radiación" de los polos magnéticos no apuntan siempre en la misma dirección, sino que rotan con la estrella.
Es posible entonces que, mirando hacia un punto determinado del firmamento, recibamos un "chorro" de rayos X durante un instante. El chorro aparece cuando el polo magnético de la estrella mira hacia la Tierra, deja de apuntarnos una milésima de segundo después debido a la rotación, y aparece de nuevo cuando el mismo polo vuelve a apuntar hacia la Tierra. Lo que percibimos entonces desde ese punto del cielo son pulsos de radiación con un periodo muy exacto, que se repiten una y otra vez (lo que se conoce como "efecto faro") cuando el chorro se orienta hacia nuestro planeta. Por eso, este tipo de estrellas de neutrones "pulsantes" se denominan púlsares (del inglés pulsating star, "estrella pulsante", aunque esta denominación se aplica con más propiedad a otro grupo de estrellas variables). Si la estrella está orientada de manera adecuada, podemos detectarla y analizar su velocidad de rotación. El periodo de la pulsación de estos objetos lógicamente aumenta cuando disminuye su velocidad de rotación. A pesar de ello, algunos púlsares con periodos extremadamente constantes han sido utilizados para calibrar relojes de precisión.
El primer Púlsar
La señal del primer púlsar detectado tenía un periodo de 1,33730113 s. Este tipo de señales únicamente se puede detectar con un radiotelescopio. De hecho, cuando en julio de 1967 Jocelyn Bell y Antony Hewish detectaron estas señales de radio de corta duración y extremadamente regulares, pensaron que podrían haber establecido contacto con una civilización extraterrestre, por lo que llamaron tentativamente a su fuente LGM (Little Green Men u Hombrecitos verdes). Tras una rápida búsqueda se descubrieron 3 nuevos púlsares que emitían en radio a diferentes frecuencias, por lo que pronto se concluyó que estos objetos debían ser producto de fenómenos naturales. Anthony Hewish recibió en 1974 el Premio Nobel de Física por este descubrimiento y por el desarrollo de su modelo teórico. Jocelyn Bell no recibió condecoración porque sólo era una estudiante de doctorado, aunque fuera ella quien advirtió la primera señal de radio.
Hoy en día se conocen más de 600 púlsares con periodos de rotación que van desde el milisegundo a unos pocos segundos, con un promedio de 0,65 s. La precisión con que se ha medido el periodo de estos objetos es de una parte en 100 millones. El más famoso de todos los púlsares es quizás el que se encuentra en el centro de la Nebulosa del Cangrejo, denominado PSR0531+121, con un periodo de 0,033 s. Este púlsar se encuentra en el mismo punto en el que astrónomos chinos registraron una brillante supernova en el año 1054 y permite establecer la relación entre supernova y estrella de neutrones, a saber, que ésta es remanente de la explosión de aquélla.
Magnetar
Los rayos Gamma están formados por fotones pertenecientes al extremo más energético del espectro electromagnético, seguidos de los rayos X y, a continuación, de los rayos ultravioleta. Si los rayos X expulsados por el magnetar son de alta intensidad recibe entonces el nombre de “púlsar anómalo de rayos X”, (en inglés "anomalous X-ray pulsars", o su acrónimo AXPs). Si los rayos expulsados pertenecen al espectro Gamma de más alta intensidad, reciben el nombre de "repetidores de gamma suave", SGRs del inglés "soft gamma repeater".
Los rayos Gamma ordinarios conocidos como GRBs "brotes de rayos gamma", del inglés "gamma-ray bursts", ya eran conocidos en las postrimerías de los años 1960. El descubrimiento de estos rayos tremendamente energéticos provenientes del espacio, se efectuó en plena guerra fría, cuando las dos superpotencias, EE. UU. y la URSS, se espiaban mutuamente tratando de controlar su arsenal nuclear. Con el fin de verificar el tratado de no proliferación de armas nucleares, EEUU lanzó una flota de satélites conocidos como Proyecto Vela. Con estos satélites, dotados especialmente para la captación de rayos X y rayos gamma, se descubrieron en 1967 aleatorias explosiones de estos últimos que, a modo de flashes, parecían venir desde distintas direcciones del Universo. El hallazgo se mantuvo en secreto hasta que, en 1973, fue dado a conocer a la opinión pública por Ray Klebesabel y su equipo de Los Alamos National Laboratory.
La teoría acerca de estos objetos fue formulada en 1992 por Robert C. Duncan de la Universidad de Texas en Austin y Christopher Thompson del Instituto Canadiense de Física Teórica. Posteriormente, esta teoría ha sido ampliamente aceptada por el resto de la comunidad científica como una explicación física que satisface hasta el momento las observaciones realizadas sobre estos objetos.
Actualmente, se considera que de cada diez explosiones de supernovas, solamente una da origen al nacimiento de un magnetar. Si la supernova posee entre 6 y 12 masas solares, se convierte en una estrella de neutrones de no más de 10 a 20 km de diámetro. Según la hipótesis de los científicos mencionados anteriormente, los requisitos previos para convertirse en magnetar son una rotación rápida y un campo magnético intenso antes de la explosión. Este campo magnético sería creado por un generador eléctrico (efecto dinamo) que utiliza la convección de materia nuclear que dura los diez primeros segundos alrededor de la vida de una estrella de neutrones. Si esta última gira lo suficientemente rápido, las corrientes de convección se vuelven globales y transfieren su energía al campo magnético. Cuando la rotación es demasiado lenta, las corrientes de convección sólo se forman en regiones locales. Un púlsar sería, pues, una estrella de neutrones que, en su nacimiento, no habría girado lo suficientemente rápido durante un corto lapso de tiempo para generar este efecto dinamo. El magnetar posee un campo lo suficientemente poderoso como para aspirar la materia de los alrededores de la estrella hacia su interior y comprimirla; esto conlleva a que se disipe una cantidad significativa de energía magnética durante un periodo aproximado de unos 10.000 años.
Con el tiempo, el poder magnético decae tras expulsar ingentes cantidades de energía en forma de rayos X y gamma. Las tensiones que causan el colapso se producen a veces en las capas externas de los magnetares, constituidos por plasma de elementos pesados (principalmente de hierro). Estas vibraciones intermitentes muy energéticas producen vientos de rayos X y gamma de ahí el nombre de "repetidoras de rayos gamma suaves". Las magnetares tienen una vida muy breve , porque duran solamente 10.000 años. El 27 de diciembre de 2004, se registró un estallido de rayos gamma proveniente del magnetar denominado SGR 1806-20 situado en la Vía Láctea. El origen estaba situado a unos 50.000 años luz. En la opinión de eminentes astrónomos, si se hubiera producido a tan solo 10 años luz de la Tierra, −distancia que nos separa de alguna de las estrellas más cercanas−, hubiera peligrado seriamente la vida en nuestro planeta al destruir la capa de ozono, alterando el clima global y destruyendo la atmósfera. Esta explosión resultó ser unas 100 veces más potente que cualquier otro estallido registrado hasta ahora. La energía liberada en 2 centésimas de segundo fue superior a la producida por el Sol en 250.000 años.
Intensidades de campos magnéticos:
- Brújula movida por el campo magnético de la Tierra: 0,6 Gauss
- Pequeño imán, como los sujetapapeles de los frigoríficos: 100 Gauss
- Campo generado en la Tierra por los electroimanes más potentes: 4,5×105 Gauss
- Campo máximo atribuido a una de las denominadas estrellas blancas: 10×108 Gauss
- Magnetares (SGRs y AXPs): 1014 ~ 1015 Gauss
Una estrella «Q» es una estrella compacta de neutrones con un exótico estado de materia . El termino «Q» no debe aociarse con estrella de quarks , ya que «Q» no se refiere a quark sino a un número determinado de partículas (quantum). Las estrellas-Q son confundidas con agujeros negros de masa estelar. Un candidato de este tipo seria el objeto compacto en el sistema de V404 Cyg.
Hay dos tipos más de estrellas compactas las enanas blancas y los agujeros negros. Como ya hay mucha informacion lo pondre la semana que viene.
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