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Remanentes Estelares |
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� 2003. Carlos Andr�s Carvajal T. Astr�nomo Autodidacta. Las caracter�sticas de un remanente estelar es decir lo que queda despu�s 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 energ�a excitando el material nebular; las estrellas mayores explotan en supernovas dejando bien sea estrellas de neutrones o agujeros negros, estos �ltimos 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 com�n 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 tama�o de la tierra (106 veces mayor que la del agua). Las enanas blancas brillan por la liberaci�n de calor acumulado de las reacciones de fusi�n at�mica que a estas alturas ya se han detenido comenzando un proceso gradual de enfriamiento que durar� mas de 5000 millones de a�os. Enanas blancas en sistemas binarios Cuando una enana blanca es el resultado de la muerte de una estrella aislada su futuro ser� enfriarse lentamente hasta quedar como un cuerpo fr�o y sin energ�a. Cuando resulta de la muerte de una estrella que es parte de un sistema binario con su compa�era aun en la secuencia principal o en fase de gigante roja su actividad no termina all�: El gas que libera la compa�era es trasferido a la enana blanca y la presi�n de esta lo calienta y comprime. En algunos casos la masa y la presi�n pueden extender el colapso hasta formarse una estrella de neutrones; de otro lado la presi�n y temperatura pueden aumentar lo suficiente como para iniciar reacciones nucleares en la superficie de la estrella, esto sucede de manera s�bita saliendo despedidas las capas m�s externas en forma de una anillo expansivo. El s�bito aumento de brillo observado desde la Tierra aparece como una nueva estrella por lo que desde antiguo se le conoci� como Nova y de ah� su nombre; poco tiempo despu�s de la aparici�n de una Nova esta r�pidamente pierde su brillo. Inmediatamente despu�s de la explosi�n el proceso de transferencia de masa reinicia, siendo este evento repetitivo, por este motivo las novas est�n clasificadas como variables siendo su subgrupo las catacl�smicas. 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 presi�n 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 n�cleo estelar. El nuevo colapso inicia reacciones nucleares que llevan al carbono y oxigeno a convertirse en silicio y este en n�quel. Una gran cantidad de energ�a es liberada muy r�pidamente de manera explosiva en un fen�meno conocido como Supernova Tipo I que destruye la estrella en el proceso, (en las Supernovas Tipo II el n�cleo 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 l�neas de emisi�n 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 par�metro para medir distancias a galaxias lejanas. Fue en 1932 cuando el f�sico ingles James Chadwick descubri� unas part�culas subat�micas de la misma masa que un prot�n que se encontraba en el n�cleo at�mico pero que no tenia carga el�ctrica: llamado neutr�n. Se puede crear un neutr�n al combinar un prot�n y un electr�n. Fritz Zwicky y Walter Baade propusieron que en estrellas muy masivas podr�a ocurrir este fen�meno una vez que ocurr�a una supernova, cre�ndose estrellas de neutrones. las estrellas de neutrones estar�an soportadas por la presi�n de neutrones degenerados. Si el n�cleo de la estrella posee entre 1.4 y 3 masas solares la compresi�n 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 di�metro y su densidad es 2 � 1014 veces la del agua.
Pulsares Las caracter�sticas f�sicas de las estrellas de neutrones son tan extra�as que en principio no se crey� posible su existencia hasta el descubrimiento de los Pulsares. Un grupo de astr�nomos encabezados por Jocelyn Bell se encontraban escaneando el cielo para determinar la influencia atmosf�rica en las ondas de radio cuando descubrieron fuentes de radio que pulsaban en periodos muy regulares (1.3373011 segundos), a este fen�meno, despu�s de descartar que eran se�ales de civilizaciones extraterrestres, se les denomin� 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 magn�tico del pulsar cada vez que este rote observaremos un flash de energ�a que parte de la estrella. As�, 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 m�todo no se lograran descubrir. Los radiotelescopios han detectado pulsares en una amplia gamma de pulsos desde 4.308 segundos hasta 0.0016 segundos. La radiaci�n emitida por la estrella de neutrones es la que excita e ilumina a las nebulosas remanentes de la explosi�n. La energ�a perdida hace que se vaya disminuyendo la velocidad de giro y eventualmente el pulsar termina cuando la velocidad de rotaci�n es muy lenta como para producir pulsos de radiaci�n. Ocasionalmente se puede observar una aceleraci�n en la velocidad de giro que depende del superfluido del interior de la estrella. . Los pulsares milisegundo giran a velocidades incre�bles ( el primero PSR 1937+21 gira a 1.558 milisegundos), la mayor�a de ellos se encuentran en sistemas binarios con separaciones muy cortas de la estrella compa�era. la compa�era al convertirse en gigante transfiere material a la estrella de neutrones acelerando su rotaci�n. Los pulsares de rayos X fueron descubiertos en 1971, en la actualidad se cree que tambi�n se forman en sistemas binarios, en la que la estrella de neutrones captura material de su compa�era, 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 emisi�n de rayos X. Fuentes de Rayos X. Un fen�meno similar a una Nova ocurre en la superficie de una estrella de neutrones. Se ha documentado que una fuente de rayos X muestra s�bitamente un aumento en su emisi�n seguido por una declinaci�n 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 teor�as se cree que las estrellas de neutrones puedan estar envueltas de la misma manera en la g�nesis de las Fuentes de Rayos Gamma. |
