Tópicos en Astronomía: Enanas Blancas - Estrellas de Neutrones - Hoyos Negros

1. Evoluci´on Estelar
Enanas Blancas - Estrellas de Neutrones - Hoyos Negros
Felipe Meza
T´opicos en Astronom´ıa
January 14, 2015
Felipe Meza fmezacr@gmail.com T´opicos en Astronom´ıa
Evoluci´on Estelar 1

2. Agenda
1 Introducci´on
2 Enanas Blancas
3 Enanas Blancas en Sistemas Binarios
4 Estrellas de Neutrones
5 Estrellas de Neutrones en Sistemas Binarios
6 Hoyos Negros
7 Destellos Gamma
8 Otros Fen´omenos Asociados
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Evoluci´on Estelar 2

3. Introducci´on
Al finalizar su vida estelar, cuando las
estrellas acaban como supernovas sus
remanentes forman un tipo particu-
lar de estrellas ”muertas” conocidas
como enanas blancas (si son NO ma-
sivas) o de neutrones (si son masi-
vas), de acuerdo a sus caracter´ısticas
y evoluci´on se generan a su vez otros
fen´omenos como novas, destellos de
rayos o los conocidos hoyos negros.
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4. Enanas Blancas
• Son el n´ucleo de lo que alguna vez fue una estrella, donde
sus capas exteriores estan cubiertas por una nebulosa
planetaria.
• Al inicio con altas temperaturas (por haber sido un
n´ucleo) pero se enfr´ıan con el tiempo.
• Poseen masas de estrellas, pero radios como la tierra.
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5. Enanas Blancas
• Las m´as calientes emiten con m´as intensidad en Rayos X
o Ultravioleta, que en visible.
• Estrellas similares al Sol (1M ) contienen carbono (pro-
ducto del helio transformado en carbono en la fase final
de la estrella), en el caso de estrellas de masas menores a
1M , lo que contienen es helio.
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6. Enanas Blancas
• Al ser la fuerza de la gravedad proporcional a la masa e
inversamente proporcional al tama˜no, las enanas blancas
poseen una alt´ısima fuerza de la gravedad.
• Lo que hace que no colapse es la presi´on degenerativa,
ocacionada por los electrones dentro de la estrella, al
moverse a muy altas velocidades.
• Como nada se puede mover mas r´apido que la velocidad
de la luz, cuando los electrones alcanzan esta velocidad la
estrella colapsa, esto se alcanza en 1.4M .
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7. Enanas Blancas en Sistemas Binarios
• En varias ocaciones las enanas
blancas se acompa˜nan de otras
estrellas m´as masivas, de las
cuales obtienen masa.
• De la masa transferida se forma
un disco que rota denominado,
”Disco de Acreci´on”.
• Producto de esta nueva energ´ıa
recibida, la enana blanca ahora
brilla m´as en UV y Rayos-X.
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8. Enanas Blancas en Sistemas Binarios
• El hidr´ogeno recibido de la
estrella masiva, ahora en el disco
de acrecci´on, eventualmente
tocar´a la superficie de la enana
blanca, cuando esto sucede y la
temperatura alcanza los 10M K,
se da una reacci´on termonuclear
que brilla por unas cuantas
semanas, conocida como NOVA.
• El proceso se repite desde
algunas pocas d´ecadas hasta
varios miles de a˜nos.
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9. Enanas Blancas en Sistemas Binarios
• En algunos casos debido a la transferencia de masa, la
enana blanca puede ganar suficiente masa de manera que
alcanza 1.4M , es en ese punto que debido a las altas tem-
peraturas interiores y al carbono existente, que se da una
fusi´on de carbono, de forma la enana blanca explota com-
pletamente, ´esta explosi´on se conoce como Supernova
Enana Blanca.
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10. Enanas Blancas en Sistemas Binarios
• No se debe confundir la Supernova Enana Blanca con la
supernova producto de la muerte estelar, tambi´en conocida
como Supernova de Estrella Masiva.
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11. Estrellas de Neutrones
• Son el n´ucleo remanente de lo que alguna vez fue una
estrella masiva y que alcanz´o su final mediante una Su-
pernova Masiva, dicho n´ucleo no es mas que una bola de
neutrones.
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12. Estrellas de Neutrones
• Su radio normalmente ronda los 10 Km.
• Poseen una alt´ısima fuerza de la gravedad.
• Lo que hace que no colapse es la presi´on degenerativa,
ocacionada en este caso por los neutrones dentro de la
estrella al moverse a muy altas velocidades.
• La velocidad de escape es de alrededor 0.5c.
• Como nada se puede mover mas r´apido que la velocidad
de la luz, cuando los neutrones alcanzan esta velocidad la
estrella colapsa, esto se alcanza en 2-3M .
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13. Estrellas de Neutrones (Pulsares)
• Fueron descubiertas por una estudiante J. Bell en 1967, al
detectar pulsos con periodos bien definidos (1.33 seg),
hoy en d´ıa a este tipo de estrellas de neutrones que
emiten pulsos les conocemos como Pulsares.
• Los Pulsares son estrellas de neutrones que han quedado
como producto de explosiones supernova.
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14. Estrellas de Neutrones (Pulsares)
• Los pulsos surgen como un efecto de la r´apida rotaci´on
debido a la fuerte compresi´on del n´ucleo, esto a su vez
aumenta la intensidad del campo magn´etico.
• El campo magn´etico no necesariamente est´a alineado con
el eje de rotaci´on de la estrella.
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15. Estrellas de Neutrones (Pulsares)
• En algunos casos, el pulso emite luz la cual es visible
desde la tierra si la direcci´on del pulso es la adecuada.
• Puede ocurrir que existan estrellas de neutrones que sean
pulsar, pero simplemente su pulso no est´a en nuestra
direcci´on.
• Eventualmente los pulsos van a tender a disminuir debido
a que el campo magn´etico se debilitar´a, y dejar´a de ser
detectable.
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16. Estrellas de Neutrones (Pulsares)
• Se han detectado pulsares que rotan a una tasa
impresionante de 625 veces por segundo, s´olo una estrella
como las de neutrones con su peque˜no tama˜no y elevada
densidad pueden soportar tales tasas sin colapsar.
• Todos los pulsares son estrellas de neutrones pero no
todas las estrellas de neutrones son pulsares.
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17. Estrellas de Neutrones en Sistemas Binarios
• Similar al caso de la enana blanca se crea un disco de
acreci´on. Sin embargo al haber mayor fuerza de gravedad
el disco es m´as denso y caliente.
• Las regiones internas del disco emiten fuertes radiaciones
de Rayos X. Por esta raz´on se les conoce tambi´en como
sistemas binarios de Rayos X.
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18. Estrellas de Neutrones en Sistemas Binarios
• Estos Destellos de Rayos X se presentan en periodos que
van desde algunas horas hasta algunos d´ıas, sin embargo
los pocos segundos que duran pueden llegar a alcanzar in-
tensidades de 100K la del sol.
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19. Hoyos Negros
• Es un lugar (hoyo en el universo) donde debido a una gran
fuerza de la gravedad, la velocidad de escape es superior
a c, por lo tanto nada que ingrese puede retornar.
• Se origina cuando una estrella de neutrones alcanza
2-3M .
• Pese a que no es posible observar un hoyo negro (dado
que ni la luz puede escapar del hoyo), hay mucha
evidencia de su existencia, fen´omenos como los lentes
gravitacionales permiten su detecci´on.
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20. Hoyos Negros
• Los hoyos negros se describen en 4 dimensiones en una
escala espacio-temporal, al ser ´esta una forma dif´ıcil de
visualizar, 2 dimensiones pueden usarse como alternativa
para su visualizaci´on.
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21. Hoyos Negros (Horizonte de Eventos)
• El l´ımite entre el Universo y el interior de un hoyo negro
se conoce como Horizonte de Eventos, es el punto de
no retorno de cualquier objeto que ingrese al hoyo negro.
• Su forma es esf´erica con un radio bien definido, conocido
como el Radio de Schwarzschild, su valor depende
´unicamente de la masa (e.g para un cuerpo como el Sol el
Rs corresponde a 3 Km).
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22. Hoyos Negros (Singularidad)
• Al punto en el cual se concentra toda la materia del hoyo
negro, infinitamente peque˜no y denso, se le conoce como
singularidad.
• Actualmente el tema de como es la singularidad es motivo
de discusi´on, por ejemplo para Einstein la curvatura
espacio-temporal debe ser infinitamente curva, sin
embargo desde el punto de vista de teor´ıa cu´antica
fluctua de manera ca´otica, claramente dos propuestas de
peso, pero diferentes.
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23. Hoyos Negros
• Cygnus X-1 es un claro candidato de hoyo negro, este sis-
tema posee una estrella que se estima alrededor de 18M ,
la cual orbita ”algo” que posee una masa mayor a los 3M ,
al superar claramente el l´ımite para ser una estrella de neu-
trones, se piensa que ser´ıa un hoyo negro.
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24. Destellos de Rayos Gamma
• En 1960s sat´elites detectaron
estas se˜nales, fue hasta 1973 que
se public´o su descubrimiento.
• Por mucho tiempo se pens´o que
proven´ıan de estrellas de
neutrones, fue en 1990s que se
descubri´o que proven´ıan de
lugares m´as lejanos.
• Pueden presentar fluctuaciones
dram´aticas en periodos muy
cortos, s´olo unos pocos
segundos.
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25. Destellos de Rayos Gamma
• Por segundos, estos destellos pueden ser el objeto m´as
luminoso en el Universo.
• La tesis mas fuerte de su origen es que provienen de
explosiones extremas de supernovas que forman hoyos
negros (hipernovas).
• Se piensa que pueden ser causadas tambi´en por colisiones
de sistemas binarios (NS+NS ´o NS+BH).
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26. Otros Fen´omenos Asociados
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27. Hoyos Blancos
• Fen´omeno te´orico basado en el
principio de que todo lo que
queda atrapado en un hoyo
negro, deber´ıa salir por alg´un
lado.
• Los ”agujeros de gusano”
podr´ıan ser la conexi´on entre un
hoyo negro y un hoyo blanco.
• Al d´ıa de hoy, no se han
observado hoyos blancos.
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28. Estrellas de Quarks
• Fen´omeno te´orico con algunos
candidatos en estudio.
• Estrella compuesta por
QUARKS.
• Estrellas de neutrones con
1.5-1.8M , son fuertes
candidatos.
• M´as peque˜nas y m´as densas que
las estrellas de neutrones.
• Novas de quarks, podr´ıan
explicar los destellos de rayos
gamma.
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29. Referencias
Jeffrey O. Bennett, ”The Essential Cosmic Perspective”, Boston,
Addison-Wesley, 6th Ed, 2012.
Roger A. Freedman, William J. Kaufmann ”Universe”, New
York, W.H. Freeman and Co., 2012.
Brian Schmidt, Paul Francis, ”The Violent Universe”, eDX, Aus-
tralian National University, 2013.
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