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AST 0111
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SN Históricas
•
Asi como nosotros observamos SN 1987A, hay varias SN históricas
en nuestra galaxia registradas por los antiguos que han sido mucho
más brillantes.
•
Las mas famosas de las que se tienen registros escritos (aún en
piedra) son SN 1006, SN 1054, SN 1181, SN 1572, SN 1604, y SN
1658.
•
Si hoy apuntamos el telescopio a esos lugares donde los antiguos
vieron esas “estrellas nuevas” observamos los remanentes de esas
SN.
•
La SN mas cercana (Nebulosa de Gumm) que explotó unos 9000
años a.c. debió haber sido tan brillante como la Luna llena.
•
La segunda SN en distancia fue Cas A, que debió explotar alrededor
del año 1600, aunque no existen registros históricos para confirmarlo.
FIA 0111- Astronomía
Nelson Padilla(P. U. Catolica)
Vela
SN
12000
años
atrás
A champagne supernova in the sky (Oasis)
La Nebulosa del Cangrejo
(SN1054ac) es una SN que explotó
en el año 1054. Se expandió ~10
años luz en unos 900 años.
La velocidad medida, la fecha de
explosión, y el tamaño son
consistentes.
Cuando explotó podía producir
sombra durante el día de acuerdo con
los anales chinos de la época.
10
a
s
o
ñ
lu
z
SN Históricas
Supernovas y
estrellas de
neutrones
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Productos de una SN
1. Explosión gigantesca (L > 1.000.000.000.000.000.000.000 Lo)
2. Remanente en rápida expansión (V > 10.000 km/s), ondas de choque
3. Elementos pesados expulsados por la explosión (Fe, Ca, Na, Ni, O…)
4. Estrella de neutrones en algunos casos (M > 1.4 Mo)
Remanentes de Supernovas
• En nuestra galaxia explotan unas pocas (1-3) SN cada 100 años. No las
vemos a todas porque muchas son ocultas por nubes de polvo.
• Los surveys de radio detectan los remanentes de SN a través de las nubes
de polvo, se conocen unos 46 remanentes. Los remanentes duran pocos
miles de años antes de desaparecer mezclándose con el medio interestelar.
• Remanente de la SN E0102 multicolor (rayos X, óptico y radio).
Supernovae Tipo I y II
• SN tipo I provienen de estrellas binarias que intercambian masa. Son las
más luminosas, y no queda nada de la explosión. No tienen líneas de
hidrógeno, y sus curvas de luz tienen un peak muy brillante, para luego
decaer mas lentamente.
• SN tipo II son estrellas masivas que colapsan y explotan, quedando una
estrella de neutrones o un agujero negro como resto. Las SN II tienen
lineas de hidrógeno, están asociadas con estrellas jóvenes, y sus curvas
de luz tienen una meseta (plateau) luego del máximo, antes de decaer
lentamente.
Estrellas de Neutrones
•
Algunas estrellas de
neutrones (y algunos
púlsares) se observan
en los centros de los
remanentes de
algunas SN. E.g. la
nebulosa de Pupis en
rayos X.
Estrellas de Neutrones
• Las estrellas de neutrones (NS) son remanentes del colapso de estrellas
masivas que explotan como SN tipo II.
• Estas bolas de neutrones son estrellas que alcanzan T=100000 grados en
su atmósfera (que mide mm de espesor), tienen un diámetro de 10 km, y
contienen poco más de una masa solar.
• El límite de Chandrasekhar de 1.44Mo que da la masa de una NS es el
límite para que un gas no pueda ser soportado por su presión y se convierta
en un gas degenerado de neutrones.
• Ojo que esa es la masa del núcleo de la estrella, no la masa total.
• Para M=1.44Mo y R=10km, la gravedad es inmensa. Por ejemplo, una
persona pesaría 109 kg en la superficie de una NS.
•
Son muy densas en su interior, con el material ultracomprimido. Ese gas
degenerado (sólido en realidad) es soportado por presión de neutrones.
•
En rigor no son estrellas, porque no tienen reacciones nucleares.
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Estrellas de Neutrones y Pulsares
Las NS recién nacidas rotan rápidamente (por conservación del momento
angular), y tienen campos magnéticos intensos.
A pesar de ser tan débiles, algunas estrellas de neutrones emiten jets por sus
polos. Al precesar esos jets aparecen como pulsos de luz (efecto faro), que
se pueden observar con radio-telescopios, estas estrellas de neutrones se
denominan púlsares.
Esas NS se van frenando con el tiempo por conservación de energía ya que
radían, y los púlsares más viejos tienen períodos de varios segundos.
Las NS que son aceleradas por interacción con su compañera binaria rotan
muy rápidamente (P de millisec). E.g. calcular la velocidad superficial de una
NS con P=0.001sec y R=10km (relativista!).
Algunos pulsos duran milisegundos, y son muy
se pueden tomar como relojes más
relojes atómicos.
1er púlsar descubierto por Jocelyn Bell en Nov 1967.
Explicación por Anthony Hewish le dió el Nobel Prize.
regulares,
precisos que los
Estrellas de Neutrones y Pulsares
Pulsar del
Cangrejo
Cuando se forma una estrella de neutrones, siempre se observa un pulsar
desde la Tierra?
A. Si, porque debido a la conservación de momento angular, la estrella
siempre rota.
B. Si, las estrellas de neutrones siempre generan pulsos que podemos
detectar con telescopios.
C. No, algunas estrellas de neutrones no rotan.
D. No, depende de la orientación del campo magnético de la estrella de
neutrones.
Cayendo hacia un
agujero negro
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Nelson Padilla(P. U. Catolica)
Agujeros Negros
• Los agujeros negros son los
objetos más extremos conocidos.
• Algunas estrellas pueden terminar
su vida como agujeros negros
?
• Si la masa del core de la estrella
supera las 3Mo, ni siquiera la
presión de neutrones puede
detener el colapso a un BH.
• En el centro de los agujeros negros
la materia esta tan concentrada
que la densidad es infinita.
•
Su atracción gravitatoria es tan
grande que ni siquiera la luz puede
escapar de su interior
Newton y Einstein
• Las leyes de la física
clásica de Newton que
usamos en la vida
cotidiana no se aplican en
objetos extremos como
los agujeros negros.
• El espacio-tiempo en los
BH se curva
enormemente, siendo
necesaria la ley de
relatividad general
elaborada por Albert
Einstein.
Teoría Especial de la Relatividad
•
•
•
1.
2.
3.
La teoría especial de la relatividad considera movimientos uniformes.
El espacio-tiempo de Newton no es absoluto. Vida cotidiana v/c<<1.
La velocidad de la luz c es constante, independiente de la referencia.
– No podemos alcanzar un rayo de luz.
– No se suman las velocidades relativas cuando se trata de la luz.
Objetos moviéndose a velocidades relativistas se contraen en la dirección
de movimiento.
El tiempo se frena a medida que uno se acerca a la velocidad de la luz.
– Experimento de mellizos: el que viaja en un cohete relativista a 0.9 c, vive
el doble.
– Tiempo infinito para hacer una espiral cayendo a un BH.
La masa de un objeto se incrementa a medida que éste se aproxima a la
velocidad de la luz.
–
Como E = mc2 y como c = cte, para un objecto relativista el incremento de energía
significa un incremento de la masa.
Transformación de Lorentz:
rotación (general) en 4 dimensiones
Teoría General de la Relatividad
Principio de equivalencia entre campo gravitacional y campo acelerado.
–
1.
Su “pensamiento felíz”: una persona en caída libre no siente su peso.
Curvatura del espacio-tiempo debido a un campo gravitacional intenso.
–
E.g. Lámina de goma. Sin masas se comporta como un plano newtoniano, y la
trayectoria de la luz es rectilínea. Con poca masa se curva, las trayectorias son
curvas. Con mucha masa se curva tanto que la luz desaparece del espacio.
Comprobación de la teoría de la relatividad (masa altera el espacio-tiempo):
•
–
–
–
–
–
Precesión de la órbita de Mercurio.
Observación del cambio de posición de las estrellas durante un eclipse de Sol.
Experimentos con ascensores.
Redshift gravitacional en WD, NS y BH.
Relojes se retrasan en diferentes campos gravitatorios, etc.
Agujeros Negros (BHs)
Velocidad de escape para 1Mo:
Si R=1pc
Ve=0.09km/s
Si R=1AU
Ve=42km/s
Si R=1RTierra
Ve=6500km/s
Radio de Schwarszchild:
Cuándo la luz no puede escapar?
Cuando Ve=c, para 1Mo sale
RBH=3km. Eso se llama horizonte de
eventos porque no se puede
transmitir nada a través. La esfera
de fotones es cuando R=1.5RBH.
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Orbitando alrededor de un BH
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Cayendo en un BH
•
•
El espacio (y el tiempo) se curva debido a la
gravedad en los agujeros negros.
La luz no puede escapar del interior de estos
objetos, pero sí de su cercanía, e.g. cuando
está comiendo un objeto.
•
Las fuerzas tidales de un agujero negro
estiran y rompen el objeto antes de ser
comido.
•
El objeto no cae directamente, sino que hace
una espiral. Para un observador desde
afuera, el objeto demora un tiempo infinito en
ser comido.
BH sin rotar y rotando tienen diferentes
propiedades.
•
Vista desde la esfera de fotones
del BH
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BHs
• El material que se encuentre cerca
de su campo gravitatorio (e.g. gas)
siendo engullido por el agujero
negro emite en altas energías
(rayos X, rayos γ), resultando
también en poderosos jets.
Teorema
•
•
Los agujeros
negros no tienen
pelo.
Son caracterizados
por 3 parámetros:
1. Masa
2. Rotación
3. Carga
Observando Agujeros Negros
•
•
•
Como los agujeros negros no dejan escapar fotones (luz), es
imposible observarlos directamente si están aislados.
Los agujeros negros en sistemas binarios son más
conspicuos, pudiéndose estudiar gracias a los efectos que
causan a su estrella compañera. E.g. en Cygnus X1 se
observa que la estrella azul está girando alrededor de un
objeto compacto y masivo.
Una manera de detectar indirectamente los agujeros negros
aislados es usando el efecto de lentes gravitacionales,
observando las estrellas más lejanas, cuya luz es desviada
por la gravedad del objeto.
Observando Agujeros Negros
WD, NS, BH
Resumiendo, la masa inicial de la estrella determina su evolución y su
muerte. Dado que las estrellas de baja masa son las más numerosas,
los remanentes estelares más comunes son las enanas marrones y las
enanas blancas, seguidas por unas pocas estrellas de neutrones y aún
menos agujeros negros.
Remanente
Enana Blanca
WD
Estrella de
neutrones NS
Agujero negro
BH
Masa
0.5-1.0Mo
1.44Mo
>3Mo
Radio
5000-10000km
10-15km
<3km
Tsup
10000-30000K
>100000K
infinita
Densidad
5x105 g/cm3
1014 g/cm3
infinita
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