Este documento habla sobre estrellas de neutrones y pulsares. Explica que las estrellas de neutrones se forman cuando una enana blanca o estrella masiva colapsa gravitacionalmente al exceder el límite de Chandrasekhar de 1.4 masas solares. Esto causa que los electrones y protones se fusionen en neutrones. Las estrellas de neutrones giran rápidamente y emiten haces de radiación de sus polos magnéticos, haciéndolas aparecer como pulsares.

1. PULSARES
Lonnie Pacheco

2. Esta conferencia llega a Usted gracias a
www.astronomos.org

3. Para hablar de pulsares,
necesitamos hablar primero de estrellas de neutrones
Mark A Garlick

4. Y para hablar de estrellas de neutrones,
necesitamos hablar de enanas blancas

5. Y para hablar de enanas blancas,
nada mejor que la compañera de Sirius.
J.M. Madiedo

6. Sirius es la estrella más
brillante del cielo.
Está a 8.6 años luz de distancia.
Posee 2.3 masas solares
y emite tanta luz como 20 soles
David A. Kodama

7. 1.324” por año
En 1718 Edmud Halley descubrió que Sirius tenía movimiento propio.

8. Entre 1834 y 1844 Friedrich Bessel descubrió algo más:
Sirius no seguía una trayectoria rectilínea sino que se tambaleaba
con un período de 50 años.

9. Sospecharon que Sirius se tambaleaba
como se tambalea un adulto cuando le da volantín a un niño

10. En otras palabras, Sirius tenía
una compañera de baile…
pero ¿dónde estaba?

11. En 1862 Alvan Graham Clark -el constructor
de telescopios refractores más famoso del
mundo- localizó a la compañera “invisible”

12. Sirius B es muy difícil de observar (Estaba a 4.6” de Sirius A).
Pocos la pueden encontrar en su telescopio.

13. CENTRO DE MASA
De acuerdo con la trayectoria de
Sirius A, Sirius B debía tener
casi la misma masa del Sol
¿Por qué resulta difícil
observarla?

14. Algunos sospecharon que se trataba de una estrella oscura.
Tal vez una gigante roja (no son muy calientes)

15. En 1915 Walter Sydney Adams sacó el espectro de Sirius B y para su
sorpresa la estrella menor no era fría como las gigantes rojas

16. Es que yo llevo la
música por dentro
Sirius B posee una temperatura superficial de 8,000 K
¡Es más caliente que el Sol!

17. Se suponía que las estrellas calientes son las más brillantes y masivas:
las estrellas azules
Michael Gariepy/Adam Block/ OAO/AURA/ SF

18. Si Sirius B era tan caliente y su luz muy escasa,
sólo podía significar una cosa: debía ser muy pequeña
En otras palabras: cada metro cuadrado de Sirius B es muy brillante, pero
como tiene una superficie muy pequeña, su luz colectiva es limitada

19. Sirius B es 10,000 veces menos brillante que el Sol
y 100 veces más pequeña
Peter J. Ward

20. Resulta difícil de creer que un objeto tan pequeño pueda contener
la misma masa del Sol
Akira Fujii

21. Roland Christen
En 1934 Gerard Kuiper encontró una estrella similar a Sirius B
¡tan pequeña como Marte! (6,000 Km)

22. Evidentemente se encontraban frente a un nuevo tipo de estrella:
las llamaron enanas blancas

23. Una estrella normal está hecha de gas ionizado, pero el gas no se puede
comprimir tanto como para tener cabida en una enana blanca

24. Una enana blanca típica puede medir de 10,000 a 20,000 Km.
ESA / ASA

25. Ahora sabemos que las enanas blancas es el remanente
de una estrella gigante roja

26. El envejecer la gigante roja se dilata

27. Las capas externas se expanden hasta que
ya no pueden permanecer unidas a la estrella

28. Es entonces que el núcleo de la estrella empieza a asomar

29. Ya no genera reacciones nucleares, pero aún así es muy caliente
(500,000 k)

30. Poco a poco, el núcleo apagado se despoja del gas que le rodea

31. La envoltura gaseosa se convierte entonces en una nebulosa planetaria.
Robert Gendler

32. En este proceso, la estrella pierde hasta el 90% de su masa
Johannes Schedler

33. Como ya no produce más calor, la gravedad empieza a compactar
a la enana blanca. Hay un colapso gravitacional

34. Gradualmente, la enana blanca irá enfriándose hasta convertirse
en una enana negra

35. Mientras el gas ionizado estaba a gran temperatura en la estrella
(40 millones de grados) la densidad de partículas atómicas era muy baja

36. Pero en la enana blanca, las partículas atómicas están apretujadas
¡ Su densidad es de 10,000 a 100’000,000 ton por metro 3 !

37. Así, las enanas blancas más pequeñas son las más masivas
Colapso Gravitacional

38. Lo que detiene a la enana blanca de
seguirse colapsando es el límite de
degeneración de los electrones.
Es decir, el punto en que el
rechazo que experimentan entre sí
-a causa de su carga eléctrica
idéntica-
les impide acercarse más.

39. Algunas enanas blancas pesan más que el mismo Sol

40. En 1918 Subramanyan Chandrasekhar (Chandra, para los amigos)
descubrió que las enanas blancas son incapaces de soportar más de
1.4 veces la masa del Sol

41. ¿Qué pasaría si a una enana blanca se le
añadiera una masa superior a
1.4 veces la masa del Sol?

42. NO SE

43. Si la enana blanca está “en medio de la nada”,
no tiene de que preocuparse
Sola con mi
soledaaaad

44. Pero si la enana blanca forma parte de un sistema binario,
las cosas se pueden tornar interesantes
Imaginemos a una enana blanca de 1.2 masas solares

47. Te estás poniendo vieja y gorda

50. La transferencia de masa produce un exceso de carga que la inestabiliza
y…

51. Sobreviene un estallido

57. Si la explosión sucede antes de alcanzar 1.4 masas solares
la enana blanca sobrevive
¡Ah, que
susto!
La explosión fue una nova

58. Si la explosión sucede tras alcanzar 1.4 masas solares
la enana blanca es destruida
La explosión fue una supernova
(Tipo Ia)

59. Otras supernovas se forman en el interior de estrellas masivas
Robert Gendler

60. Las estrellas gigantes azules -con más de 8 veces la masa del Sol-
acumulan elementos cada vez más pesados en su interior
H
He
C
Ne
O
Si
Fe

61. El núcleo de hierro reacciona igual que la enana blanca al sobrepeso.
No lo puede soportar más
H
He
C
Ne
O
Si
Fe
Cuando supera el límite de Chandra, sufre un colapso gravitacional

62. En un instante, el núcleo de hierro apaga las reacciones nucleares en el
centro y la estrella se derrumba siobre sí misma

63. En teoría, no existía nada más denso
que una enana blanca o el núcleo
ferroso de una estrella masiva

64. Las estrellas de neutrones fueron sugeridas en la década de 1930 por un
grupo de astrónomos, entre quienes destacaron Zwicky y Landau.

65. La propuesta fue que la estrella de neutrones era el resultado del colapso
gravitacional de una estrella gigante y masiva que tras la implosión de su
núcleo ferroso se convertiría en una masa de neutrones.

66. El resto de la estrella explotaría violentamente a modo de supernova.
Supernova Tipo II

67. Hay quienes comparan el hierro en
el núcleo de una estrella masiva
con un “extintor de fuego” que
“apaga” a la estrella desde su
centro mismo.

68. Una vez que se ha alcanzado
una masa crítica de hierro,
el núcleo de la estrella
–apagado ya-
no es capaz de soportar la
terrible carga de las capas
externas del astro.

69. La temperatura se alza a más de 10,000 millones. Aún así, el calor sigue
siendo insuficiente para detener el colapso gravitacional.
Los fotones generados son de una energía tan alta que empieza a
desintegrar los núcleos ferrosos y los convierte en núcleos de helio.

70. En una supernova tipo II el núcleo ferroso
deja un remanente ultra comprimido: la estrella de neutrones.
Es una “estrella” ultracompacta que ha sufrido colapso a tal grado que
sus electrones y protones se combinan para formar neutrones y neutrinos.

71. Los neutrinos escapan, dejando atrás la masa de neutrones

72. Neutrón.- (n) es una partícula elemental presente en el núcleo de todos
los átomos (excepto el hidrógeno). No tiene carga eléctrica. Su masa es
de 1.6749 x 10 -24 gramos (ligeramente superior a la del protón)
Atomo de helio
Un neutrón puede penetrar fácilmente hacia el interior de un átomo pues
no tiene interacción electromagnética.

73. Si la enana blanca o un núcleo ferroso exceden el límite de
Chandrasekhar, el colapso gravitacional continúa
y se convierte en una estrella de neutrones.
¿Estrella?
¿Blanca?
¿Degenerada?
¡¡¡Ese soy yo!!!
En la estrella de neutrones el estado de degeneración de los neutrones
limita nuevamente el colapso gravitacional.

74. REPASO
En la implosión se combinan electrones y protones para formara
neutrones + neutrinos.
Los neutrinos se pierden en estampida hacia el exterior.
Ahora, sin neutrinos, la masa de neutrones se puede compactar aún más,
dejando a los neutrones en contacto entre sí.
La implosión ocurre en el momento exacto cuando el núcleo ferroso
supera el límite de Chandrasekhar de 1.4 masas solares.

75. El límite de Chandrasekhar varía de acuerdo
a la composición de la estrella.
Para una enana blanca de helio,
el LCh es de 1.44 masas solares.
Para una enana blanca de carbono,
el LCh es de 1.40 masas solares.
Para un núcleo ferroso,
el LCh es de 1.11 masas solares.
Además, el límite aumenta en la medida
que la estrella rote a mayor velocidad.

76. Una vez compactada, la estrella de neutrones sufre
un cambio espectacular en la distribución de su
masa, sus campos magnéticos y su rotación

77. .
De haber sido un núcleo del tamaño de la
Tierra, la estrella de neutrones queda
reducida a un diámetro de 10 Km

78. Los campos magnéticos también se concentran y aceleran electrones a
velocidades cercanas a las de la luz

79. Además, toda la energía que era
empleada por la estrella para girar,
se concentra en una región pequeñísima

81. Cuando se combinan todos estos cambios, el resultado es casi artístico
Descargue la animación de
http://www.atnf.csiro.au/news/press/images/binary_pulsar/pulsar_anim.gif

82. A lo largo de sus polos la
estrella de neutrones emite
un haz de luz. La rotación
de los haces la convierte
en un faro estelar

83. Los poderosos campos magnéticos producen una forma de radiación
llamada sincrotrónica (causada por electrones a grandes velocidades)

84. La radiación que despide la estrella excita la nube de escombros que
rodea al pulsar
En el corazón de Messier 1 reside el primer pulsar descubierto

85. La luz que sale de una enana blanca o una estrella de neutrones
experimenta un corrimiento hacia el rojo por efecto gravitacional. El
campo gravitacional despoja parcialmente a la luz algo de energía.

86. GRACIAS
pablo@astronomos.org

87. Lectura recomendada y sitios consultados
http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_neutrones
http://es.wikipedia.org/wiki/Pulsar
http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_07-04.htm
http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit3/extreme.html (en inglés)
http://crab0.astr.nthu.edu.tw/~hchang/ga1/ch23-01.htm (en inglés)
http://www.jb.man.ac.uk/news/neutronstar/ (en inglés)

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