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Remanentes Estelares |
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© 2003. Carlos Andrés Carvajal T. Astrónomo Autodidacta. Las características de un remanente estelar es decir lo que queda después de que el astro a llegado al final de su vida al expulsar las capas exteriores dependen de la masa: las estrellas de baja masa o de masa similar a la del Sol explotan dejando una nebulosa planetaria con una estrella enana blanca en su centro que radia energía excitando el material nebular; las estrellas mayores explotan en supernovas dejando bien sea estrellas de neutrones o agujeros negros, estos últimos si la estrella posee mayor a 3 masas solares. Enanas blancas Aparecen en el momento en que una estrella gigante roja expulsa sus capas exteriores formando una nebulosa planetaria. Son productos de estrellas de baja masa que es el tipo mas común encontrado en toda la Galaxia. Debido a que su masa es menor a 1.4 solares (limite de Chandrasekar) la fuerza ejercida por los electrones es suficiente para evitar un colapso mayor. La densidad de estas estrellas es muy grande: una masa similar a la del Sol se encuentra en un objeto del tamaño de la tierra (106 veces mayor que la del agua). Las enanas blancas brillan por la liberación de calor acumulado de las reacciones de fusión atómica que a estas alturas ya se han detenido comenzando un proceso gradual de enfriamiento que durará mas de 5000 millones de años. Enanas blancas en sistemas binarios Cuando una enana blanca es el resultado de la muerte de una estrella aislada su futuro será enfriarse lentamente hasta quedar como un cuerpo frío y sin energía. Cuando resulta de la muerte de una estrella que es parte de un sistema binario con su compañera aun en la secuencia principal o en fase de gigante roja su actividad no termina allí: El gas que libera la compañera es trasferido a la enana blanca y la presión de esta lo calienta y comprime. En algunos casos la masa y la presión pueden extender el colapso hasta formarse una estrella de neutrones; de otro lado la presión y temperatura pueden aumentar lo suficiente como para iniciar reacciones nucleares en la superficie de la estrella, esto sucede de manera súbita saliendo despedidas las capas más externas en forma de una anillo expansivo. El súbito aumento de brillo observado desde la Tierra aparece como una nueva estrella por lo que desde antiguo se le conoció como Nova y de ahí su nombre; poco tiempo después de la aparición de una Nova esta rápidamente pierde su brillo. Inmediatamente después de la explosión el proceso de transferencia de masa reinicia, siendo este evento repetitivo, por este motivo las novas están clasificadas como variables siendo su subgrupo las cataclísmicas. Se cree que las estrellas enanas blancas de CO producen una supernova Ia mientras que las de ONeMg se colapsan para formar estrellas de neutrones.Estrellas de neutrones Si la cantidad de material transferido es suficiente como para que la enana blanca sobrepase el limite de Chandrasekar, La presión sobre los electrones en su interior los lleva a un estado degenerado, la fuerza de este material no es suficiente para detener el colapso del núcleo estelar. El nuevo colapso inicia reacciones nucleares que llevan al carbono y oxigeno a convertirse en silicio y este en níquel. Una gran cantidad de energía es liberada muy rápidamente de manera explosiva en un fenómeno conocido como Supernova Tipo I que destruye la estrella en el proceso, (en las Supernovas Tipo II el núcleo de hierro de una estrella masiva explota formando una estrella de neutrones o un agujero negro). Las supernovas Tipo I son mucho mas brillantes que las Tipo II y la nebulosa remanente posee líneas de emisión de hidrogeno leves. Debido a que las supernovas Tipo I se producen en estrellas con una masa estable su luminosidad es constante por lo que han sido utilizadas como parámetro para medir distancias a galaxias lejanas. Fue en 1932 cuando el físico ingles James Chadwick descubrió unas partículas subatómicas de la misma masa que un protón que se encontraba en el núcleo atómico pero que no tenia carga eléctrica: llamado neutrón. Se puede crear un neutrón al combinar un protón y un electrón. Fritz Zwicky y Walter Baade propusieron que en estrellas muy masivas podría ocurrir este fenómeno una vez que ocurría una supernova, creándose estrellas de neutrones. las estrellas de neutrones estarían soportadas por la presión de neutrones degenerados. Si el núcleo de la estrella posee entre 1.4 y 3 masas solares la compresión gravitatoria es tan intensa que los protones se fusionan con los electrones para formar neutrones. El limite de masa para que un estrella forme una estrella de neutrones o un agujero negro se denomina masa de Oppenheimer - Volkoff que es de 5.7 masas solares.. En estos objetos tienen alrededor de 30 km de diámetro y su densidad es 2 × 1014 veces la del agua.
Pulsares Las características físicas de las estrellas de neutrones son tan extrañas que en principio no se creyó posible su existencia hasta el descubrimiento de los Pulsares. Un grupo de astrónomos encabezados por Jocelyn Bell se encontraban escaneando el cielo para determinar la influencia atmosférica en las ondas de radio cuando descubrieron fuentes de radio que pulsaban en periodos muy regulares (1.3373011 segundos), a este fenómeno, después de descartar que eran señales de civilizaciones extraterrestres, se les denominó Pulsar (Pulsating Star). En estudios posteriores se encontraron por todo el cielo.
manera similar a la luz emitida por un faro en las costas), si por coincidencia la tierra esta alineada con el eje magnético del pulsar cada vez que este rote observaremos un flash de energía que parte de la estrella. Así, desde la tierra solo se identifican los pulsares en los casos en que se presente esta coincidencia, por tanto deben existir muchos pulsares que al menos por este método no se lograran descubrir. Los radiotelescopios han detectado pulsares en una amplia gamma de pulsos desde 4.308 segundos hasta 0.0016 segundos. La radiación emitida por la estrella de neutrones es la que excita e ilumina a las nebulosas remanentes de la explosión. La energía perdida hace que se vaya disminuyendo la velocidad de giro y eventualmente el pulsar termina cuando la velocidad de rotación es muy lenta como para producir pulsos de radiación. Ocasionalmente se puede observar una aceleración en la velocidad de giro que depende del superfluido del interior de la estrella. . Los pulsares milisegundo giran a velocidades increíbles ( el primero PSR 1937+21 gira a 1.558 milisegundos), la mayoría de ellos se encuentran en sistemas binarios con separaciones muy cortas de la estrella compañera. la compañera al convertirse en gigante transfiere material a la estrella de neutrones acelerando su rotación. Los pulsares de rayos X fueron descubiertos en 1971, en la actualidad se cree que también se forman en sistemas binarios, en la que la estrella de neutrones captura material de su compañera, la gravedad de la estrella es tan alta que el material transferido viaja a la mitad de la velocidad de la luz y cuando impacta contra la superficie, causa manchas en los polos a temperaturas de 108 K que ocasionan emisión de rayos X. Fuentes de Rayos X. Un fenómeno similar a una Nova ocurre en la superficie de una estrella de neutrones. Se ha documentado que una fuente de rayos X muestra súbitamente un aumento en su emisión seguido por una declinación gradual. Al igual que las novas se cree que estas fuentes de descarga de rayos X provienen de un sistema binario, en este caso, sin embargo, en vez de una enana blanca el componente denso es una estrella de neutrones. Siguiendo estas teorías se cree que las estrellas de neutrones puedan estar envueltas de la misma manera en la génesis de las Fuentes de Rayos Gamma. |
