Registrado: 11 Jun 2006 Mensajes: 905 Ubicación: Alcalá de Guadaira (Sevilla)
Publicado: 13 May 2007 21:50Asunto: Entendiendo las estrellas de neutrones y los púlsar
Las estrellas de neutrones y los púlsar han sido desde mediados de este siglo, objeto de estudio por parte de cientÃficos de todo el mundo. Sin duda es un tema apasionante, el estudio de los momentos finales de la vida de las estrellas. Comprendiendo esto, podemos entender muchos de los fenómenos que ocurren a todo nuestro alrededor en el Universo.
Para masas menores que 8 masas solares, la estrella degenera en una enana blanca, formando a su alrededor una nebulosa planetaria (el futuro del Sol que espero no le pille a ningún Astroguiano ), mientras que para masas mayores al impreciso lÃmite superior, la estrella degenera en un agujero negro.
En 1934 Subrahmanyan Chandrasekhar escribió que las estrellas de gran masa no pueden encontrar el equilibrio en el estadio de enana blanca, por lo que era obligado especular con otras posibilidades.
Varios años antes habÃa definido el valor lÃmite de la masa de las enanas blancas (que recibe su nombre), alrededor de 1,4 M solares, más allá del cual la presión de degeneración de los electrones (estado de las enanas blancas) no podÃa resistirse a la contracción gravitatoria. Quiere decir esto, que si la “muerte†de la estrella daba como resultado una enana blanca de masa superior 1,4 veces la del Sol, la estrella tiene que evolucionar hacia otro estado.
Si se sobrepasa ese valor, la materia se comprime, se da un acercamiento excesivo de los electrones con los nucleones, y se produce la fusión de los electrones con los protones, en el denominado proceso beta inverso.
Llegados a este punto, un pequeño volumen del tamaño de una pelota de tenis, puede llegar a tener una masa de varios cientos/miles de toneladas.
CaracterÃsticas de las estrellas de neutrones
El radio pasa a tener una decena de kilómetros (unos 15), y la masa apenas difiere respecto a las enanas blancas, lo que de densidades del orden de 108 toneladas por cm3. La presión del gas de neutrones es ahora la que mantiene a la estrella contra su peso, evitando por tanto el colapso gravitatorio.
La detección visual de una estrella de neutrones se hace inviable por su reducido tamaño, y pueden parecer simples construcciones teóricas. Debemos entonces suponer su existencia a partir de los cálculos de masas de sistemas binarios particulares con concuerden con las lÃneas básicas. Sin embargo la observación radioastronómica ofreció una forma inesperada de detectarlas en función de otras caracterÃsticas, como pulsares.
Púlsares
El 28 de Noviembre de 1967, analizando los datos obtenidos con el radiointerferómetro de Cambridge, Jocelyn Bell descubrió una extraña señal periódica3, que se repetÃa regularmente a intervalos de 1,33730113 segundos (hoy catalogado como PSR 1919+21). A este nuevo tipo de objeto astronómico se le denominó pulsar, de pulsating radio sources (PSRs). Se dieron varias posibles explicaciones:
* una emisión extraterrestre artificial (¡hombrecillos verdes!, llegó a publicar la prensa …)
* un mecanismo de variabilidad, como el tÃpico las estrellas pulsantes cuyo radio se expande y se contrae
* El argumento estadÃstico de la distribución galáctica de este tipo de objetos, concentrada hacia el plano galáctico con una altura media de unos 230 pc, algo mayor que la de gas (200 pc), donde se forman y mueren las estrellas jóvenes y masivas que pueden crearlos.
* La distribución preferente en los brazos del disco, que refuerza el argumento anterior (el tiempo de vida de una estrella masiva no da como para abandonar los brazos).
* La detección en algún sistema binario (por ende muy probable naturaleza estelar).
* Los restos de supernovas que se han encontrado asociados a pulsars, en parejas, y la concordancia de edades de ambos.
A finales de 1968 se descubrió un pulsar (PSR 0531+21) en el centro de la Nebulosa del Cangrejo, que es el resto de la supernova del año 1054. La asociación fÃsica de ambos es palpable por la sincronÃa de la emisión del pulsar y de la nebulosa (que refleja o reemite del primero). Se trata asimismo de un púlsar óptico. Los datos del perÃodo (0,033 s y ralentización de 13,5·10-6 s) indican una edad que ronda los 1200 años, lo que queda dentro de los márgenes de coherencia. Algo similar puede decirse de la nebulosa resto de supernova Vela X y el pulsar PSR 0833-45. El problema de la detección de los pulsars asociados a supernovas encuentra tres explicaciones:
* Pequeñas asimetrÃas de la densidad en el momento de la explosión, pueden provocar el alejamiento posterior del resto neutrónico de la nebulosa.
* No tenemos acceso al análisis de toda la Galaxia, por la propia obstrucción de la misma.
* La vida de las nebulosas es bastante inferior a la de los pulsares (unas decenas de miles de años frente a millones). De hecho, de los 330 primeros pulsares sólo 8 presentaban edades inferiores a los 100.000 años.
Pudiera pensarse que no se detectan más pulsars asociados a supernovas por un efecto de selección instrumental. Para solventar esto se emplearon nuevos equipos, y en 1982 se descubrió un pulsar (PSR 1927+214) de 1,558 milisegundos, que implicaba una velocidad de rotación de más de 650 vueltas por segundo. Posteriormente aparecerÃan nuevos casos de estos pulsars superrápidos, de milisegundo, o superceleres. Tienen tal velocidad, que girando al doble de rápido se destruirÃan por la fuerza centrÃfuga.
Registrado: 01 Ene 1970 Mensajes: 2001 Ubicación: Tenerife
Publicado: 13 May 2007 22:55Asunto:
Hola Jandro, me encanta este tema, decir que apenas se conocen unos pocos en nuestro universo conocido y que la señal que nos llega depende de que su eje se encuentre en "dirección" a la Tierra y que seamos capaces de detectarlos, hay algunos muy conocidos como el que se encuentra en M 1 y cuya señal llega a la Tierra con mas de 24 señales por segundo (nebulosa del cangrejo, en Tauro). Buen articulo y buen trabajo!! _________________ Hola, me llamo Groucho, perdonen que no me levante.
UN MEADE
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