10 años luz SN Históricas

Transcripción

1 AST

2 La Nebulosa del Cangrejo (SN1054ac) es una SN que explotó en el año 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 años luz SN Históricas

3 Supernovas y estrellas de neutrones FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica)

4 Productos de una SN 1. Explosión gigantesca (L > Lo) 2. Remanente en rápida expansión (V > 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)

5 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).

6 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.

7 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.

8 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= 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 10 9 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. FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica)

9 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 Explicación por Anthony Hewish le dió el Nobel Prize. regulares, precisos que los

10 Estrellas de Neutrones y Pulsares

11 Pulsar del Cangrejo

12 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.

13 Cayendo hacia un agujero negro FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica)

14 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?

15 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.

16 Teoría Especial de la Relatividad 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. 1. Objetos moviéndose a velocidades relativistas se contraen en la dirección de movimiento. 2. 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. 3. La masa de un objeto se incrementa a medida que éste se aproxima a la velocidad de la luz. Como E = mc 2 y como c = cte, para un objecto relativista el incremento de energía significa un incremento de la masa.

17 Transformación de Lorentz: rotación (general) en 4 dimensiones

18 Teoría General de la Relatividad Principio de equivalencia entre campo gravitacional y campo acelerado. Su pensamiento felíz : una persona en caída libre no siente su peso. 1. 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.

19 Agujeros Negros (BHs) Velocidad de escape para 1Mo: Si R=1pc Si R=1AU Si R=1RTierra Ve=0.09km/s Ve=42km/s Radio de Schwarszchild: Ve=6500km/s 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. FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica)

20 Orbitando alrededor de un BH FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica)

21 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.

22 Vista desde la esfera de fotones del BH FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica)

23 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.

24 Teorema Los agujeros negros no tienen pelo. Son caracterizados por 3 parámetros: 1. Masa 2. Rotación 3. Carga

25 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.

26 Observando Agujeros Negros

27 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 Mo 1.44Mo >3Mo Radio km 10-15km <3km Tsup K >100000K infinita Densidad 5x10 5 g/cm g/cm 3 infinita FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica)