Un segundo Sol…..   Leave a comment

22 enero 2013

En esta nueva imagen del observatorio espacial Herschel de la ESA, pueden verse múltiples arcos en torno a Betelgeuse, la estrella supergigante roja más cercana a la Tierra. La estrella y su escudo en forma de arco podrían chocar con un impresionante “muro” de polvo en 5.000 años.

Betelgeuse cabalga a lomos de la constelación de Orión, el Cazador. Puede verse fácilmente a simple vista en el cielo nocturno invernal del hemisferio norte, como una estrella rojiza por encima y a la izquierda del conocido cinturón de Orión, formado por tres estrellas,es la Estrella Alfa de la Constelación.

Betelgeuse tiene casi 1.000 veces el diámetro de nuestro Sol y un brillo 100.000 veces superior, pero estas impresionantes cifras tienen un precio: Quizas haya estallado ya, o este a punto de hacerlo…

La nueva imagen de Herschel, obtenida en el rango del infrarrojo lejano, muestra cómo los vientos de la estrella chocan con el medio interestelar circundante, creando una onda de choque  a medida que la estrella se mueve por el espacio a una velocidad de unos 30 km/s.

Los arcos son probablemente partículas de polvo a 40-140 K de temperatura emitidos por la estrella en distintos episodios de actividad, de ahí su compleja estructura. El polvo es invisible para los telescopios ópticos terrestres, pero como el polvo emite en infrarrojo, Herschel puede detectarlo claramente. El que una estrella emita granos de polvo puede parecer un poco extraño -al fin y al cabo el Sol no lo hace-, pero no olvidemos que estamos hablando de un astro cuyas capas exteriores son mucho más frías que la de nuestra estrella, lo que permite la condensación de estas partículas. Puesto que Betelgeuse se mueve con respecto al medio interestelar, podemos ver cómo deja tras de sí una onda de choque no simétrica, cual estela creada por una lancha motora en un lago. La naturaleza de la estructura horizontal que aparece en la imagen no está clara, pero podría ser parte del medio interestelar, iluminado por la propia Betelgeuse.

La serie de arcos rotos y polvorientos en la dirección de movimiento de la estrella nos habla de una turbulenta historia de pérdida de masa.

Más cerca de la estrella, una capa interior de material muestra una pronunciada estructura asimétrica. Enormes glóbulos convectivos que se encuentran en las partes externas de la atmósfera de la estrella, pueden haber resultado en grumosas eyecciones de restos de polvo localizadas, producidas en diferentes etapas del pasado.

Más allá de la estrella, tras los arcos polvorientos, también puede verse una fascinante estructura lineal. Mientras que algunas teorías iniciales proponían que esta barra era resultado del material eyectado durante una etapa anterior de la evolución de la estrella, el análisis de esta nueva imagen sugiere que, o bien se trata de un filamento lineal ligado al campo magnético de la galaxia, o bien es el borde de una nube interestelar cercana iluminada por Betelgeuse.

La estrella supergigante roja Betelgeuse,  ha menguado en los últimos 15 años, sin que los científicos sepan muy bien por qué, según investigadores de la universidad estadounidense de Berkeley.

El seguimiento realizado a la estrella durante 15 años con el interferómetro espacial infrarrojo (ISI) que Berkeley tiene sobre el monte Wilson en el sur de California indica que Betelgeuse, que es tan grande que en nuestro sistema solar se extendería hasta la órbita de Júpiter, ha sufrido una reducción del 15% en su diámetro desde 1993.

A pesar de décadas de observación con todo tipo de instrumentos, nadie sabe qué masa tiene Betelgeuse exactamente -una cifra fundamental para determinar su vida-, aunque se estima entre diez y veinte veces la solar. Por suerte, conocemos mejor su edad: unos 10-12 millones de años, una eternidad para una estrella tan grande. Las imágenes tomadas por telescopios terrestres nos muestran una estructura interna formada por capas irregulares aún más compleja que la observada por Herschel en las capas externas, de ahí que esta estrella sea todo un desafío para los científicos teóricos. La formación de ondas de choque en el medio interestelar por parte de Betelgeuse es un fenómeno estrechamente ligado a los procesos de pérdida de masa de las estrellas supergigantes. Si queremos saber cuándo explotará, o si ha explotado ya, Betelgeuse como supernova, no nos queda más remedio que desenmarañar los misterios de su intrincada estructura

 
Betelgeuse
 
Orbita que ocuparia en el Sistema Solar.
 
 
 

Imágenes de la supergigante roja Betelgeuse.

Imágenes de la supergigante roja Betelgeuse. La imagen izquierda es la primera fotografía de esta estrella obtenida por el Telescopio Espacial Hubble en 1995. La imagen central, capturada en 2009 desde Tierra muestra una estructura diferente con penacho de material escapando de la estrella. La imagen de la derecha, de la que se ha eliminado la estrella central y que aparece reducida en escala en esta imagen, muestra una nebulosa extendida de material expulsado de Betelgeuse en 2013 donde se discierne que ha empezado la fase de estallido.

 
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De aqui a mil años maximo, aparecera en los cielos, un segundo Sol, cualquier dia….
 

Cuando lo haga, seguramente presenciaremos uno de los espectáculos de luz más impresionantes que hayamos visto jamás. 

Aunque está a 640 años luz, la supernova Betelgeuse será tan brillante que las noches, se haran dias durante varias semanas, veremos un sol extra, si bien más pequeño, en el cielo diurno.

Es increíble saber que aunque esta explosión (una de las más grandes que puede soportar el universo) iluminará nuestro cielo a más de 6.000 trillones de kilómetros de distancia, el 99% de la energía liberada será en forma de neutrinos.

La Súpernova Betelgeuse primero bañará la Tierra con estas partículas subatómicas de carga neutra que no nos afectarán, luego percibiremos la luz de la explosión.

Por fortuna la Tierra está muy lejos para recibir una onda de choque mortal, el calor y la radiación de esta explosión cósmica, creemos.

 
 
 
 
 
Datos Aproximados de Betelgeuse.
Tamaño conparativo con otras estrellas y el Sol, que apenas es apreciable.
 
 
 

Betelgeuse, también llamada α Orionis o HIP 27989, es una brillante Supergigante roja en la constelación de Orión. Es la novena estrella más brillante en el cielo, y es un objeto intrínsecamente grande y luminoso, por tratarse de una supergigante roja. El color característico de esta estrella proviene de las bajas temperaturas de su superficie (unos 3000 K). El estado evolutivo de la estrella es avanzado: ha pasado ya la etapa más importante de su vida, la secuencia principal, agotado ya el combustible en su núcleo que le proporcionaba energía (por fusión del hidrógeno),y esta consumiendo Carbono en su fase critica, después de lo cual aumentó su tamaño hasta las enormes dimensiones actuales. Sus variaciones de luminosidad son propias de su presente como estrella gigante.

Betelgeuse es una estrella supergigante, razón por la cual su brillo es tan elevado a pesar de tener una temperatura superficial relativamente baja. A pesar de ser la estrella α de Orión, no es la más brillante de la constelación en luz visible, sino Rígel (β Orionis), pero en luz roja e infrarroja cercana, Betelgeuse sí es la más brillante.

File:Position Alpha Ori.png

Posicion en el cielo.

الجوزا, (transcrita como yad al-jawzā, o sea ‘la mano de Jauza’), siendo Jauza una figura mitológica de sexo femenino, inicialmente identificada por los antiguos árabes en el firmamento con Géminis y posteriormente asociada con la constelación de Orión. Durante la Edad Media, cuando el nombre de la estrella fue transcrito al latín, el carácter arábigo inicial, “Ya” (ي) de sonido “y”, fue malinterpretado como una “Ba” (ب), de sonido “b”, debido probablemente a que la escritura árabe permite que “Ya” altere su grafía en los inicios de palabra, y “Yad al-Jauza” se convirtió en “Bedalgeuze”.

Más tarde, durante el Renacimiento, se especuló entre los eruditos occidentales que el nombre original habría sido “Bait al-Jauza”, cuyo significado se pretendía que fuera “hombro de Jauza” en árabe, lo que condujo a la forma actual “Betelgeuse”

Betelgeuse explotará como supernova de tipo II, si no lo ha hecho ya.

Como vemos en la foto de cabecera, la imagen del Telescopio Espacial Herschel, Betelgeuse esta en fase de implosión.

 

Y ahora sepamos un poquito más sobre las Estrellas…

 

Las supernovas de tipo II son el resultado de la imposibilidad de producir energía una vez que la estrella ha alcanzado el equilibrio estadístico nuclear con un núcleo denso de hierro y níquel. Estos elementos ya no pueden fusionarse para dar más energía, sino que requieren energía para fusionarse en elementos más pesados. La barrera de potencial de sus núcleos es demasiado fuerte para que la fusión sea rentable por lo que ese núcleo estelar inerte deja de sostenerse a sí mismo y a las capas que están por encima de él. La desestabilización definitiva de la estrella ocurre cuando la masa del núcleo de hierro alcanza el límite de Chandrasekhar, lo que normalmente toma apenas unos días. Es en ese momento cuando su peso vence a la presión que aportan los electrones degenerados del núcleo y éste colapsa. El núcleo llega a calentarse hasta los 3.000 millones de grados, momento en el que la estrella emite fotones de tan alta energía que hasta son capaces de desintegrar los átomos de hierro en partículas alfa y neutrones en un proceso llamado fotodesintegración; estas partículas son, a su vez, destruidas por otros fotones, generándose así una avalancha de neutrones en el centro de la estrella.

Estas reacciones son endotérmicas, por lo que no ayudan a sostener el núcleo compacto y éste sigue colapsando, emitiendo más y más neutrones cada vez. De hecho provocan un enfriamiento del núcleo, lo que se traduce en una menor presión y, por tanto, en una aceleración del proceso. Los propios átomos de hierro captan parte del inmenso flujo de neutrones, transformándose en elementos más pesados por medio del fenómeno llamado captura de neutrones, o proceso-r.

El núcleo se contrae tan rápido que deja un espacio de baja densidad casi vacío entre él y el resto de la estrella. La envoltura, por su parte, empieza a caer sobre el núcleo frenándose por un aluvión de fotones de frecuencia extrema, que fotodesintegran las capas más interiores de dicha envoltura. Esta destrucción de núcleos no sólo transmite momento sino que también produce un flujo de neutrones y protones que serán capturados por las capas siguientes para formar elementos más pesados. Simultáneamente, las densidades enormes que se alcanzan en la «sopa» de núcleos pesados y electrones en que se ha convertido el núcleo supercompactado, posibilitan una nueva reacción. Los electrones del núcleo estelar empiezan a caer sobre los núcleos atómicos reaccionando con los protones para formar neutrones en un proceso llamado captura de electrones por lo que, poco a poco, el núcleo se va convirtiendo en una masa de neutrones hiperdensa llamada neutronium. Los procesos de fotodesintegración y de captura de electrones aceleran aún más el hundimiento de la estrella, ya que, además, ahora también la presión de degeneración pierde fuerza rápidamente.

Pero la captura de electrones no sólo resulta en la producción de neutrones sino también en la de neutrinos. La captura se produce a tal ritmo que se genera un flujo explosivo de neutrinos que es arrastrado por el colapso, hasta que su abundancia creciente los hace degenerar y, bloquear así, la captura de nuevos electrones. Por breves instantes los electrones ni siquiera pueden seguir combinándose con los protones ya que no hay lugar en el espacio de fases donde colocar a los neutrinos que resultarían, dado que éstos están ya degenerados. Pero esto no tarda en resolverse ya que, a consecuencia de este taponamiento, se produce un escape de los neutrinos del núcleo llevándose gran cantidad de energía, lo que reactiva las capturas y realimenta a los frentes de onda de neutrinos que se expanden con gran rapidez. La emisión de neutrinos durará unos 10 segundos.

Las capas externas de material que caen hacia el núcleo se encuentran de camino con el frente de choque de la avalancha de neutrinos, también llamado neutrinosfera. A través de un proceso que no ha sido develado por completo aún, parte de la energía liberada en la explosión de neutrinos es transferida a las capas externas de la estrella. Se cree que, como se puede ver en la fórmula siguiente, los neutrinos son capaces de generar fotones mediante un proceso inverso al de generación de fotoneutrinos (ver:Neutrinos térmicos).

Cuando la onda de choque alcanza la superficie de la estrella varias horas más tarde, ocurre un incremento enorme de su luminosidad. Si la masa del núcleo colapsante es lo suficientemente pequeña, entre 1,5 y 2,5 masas solares, los propios neutrones podrán frenar el colapso; si no, seguirá contrayéndose hasta concentrarse toda la materia en una singularidad, formando así un agujero negro. Esta frontera entre estrella de neutrones y agujero negro no está bien definida debido a la falta de entendimiento de los procesos del colapso de una supernova.

En el caso de las supernovas que generan estrellas de neutrones, las capas externas apenas si llegan a chocar con la superficie del núcleo compacto. Es posible que ni la alcancen y antes hayan sido barridas por el flujo de neutrinos. En las que acaban en agujeros negros, inicialmente sí se forma una estrella de neutrones pero la cubierta posee tanta masa y empuje que gran parte de ésta cae sobre la estrella de neutrones haciendo que supere la masa máxima de unas 2,5 masas solares, aunque este límite tampoco se conoce con exactitud.

La energía desarrollada por una supernova de tipo II típica es de unos 1046 J (unos 100 foes) emitidos en los 10 segundos de flujo explosivo de neutrinos. De toda esta energía, tan sólo un foe es absorbido por el material, reemitiéndose en forma de energía cinética del material en expansión. Entre 0,01 y 1 foes se emiten en forma de energía luminosa. Ésta última es la energía detectable ópticamente. Las supernovas con mejor rendimiento son las que dejan estrellas de neutrones como remanentes ya que, en este caso, el porcentaje de masa expulsado es máximo. En el caso de las que dejan un agujero negro, la expansión será menos eficiente porque gran parte de la energía de la explosión quedará atrapada en él. En cualquier caso, las supernovas de colapso difícilmente se acercarán al foe completo que liberan las supernovas tipo Ia.

La cuestión de cómo las supernovas logran emitir toda esa energía aún no se entiende bien. De hecho, los modelos realizados por ordenador no dan explosión alguna o, si la dan, ésta es muy marginal. Se ha especulado sobre toda una serie de factores que podrían influir en la potencia de la explosión, o que incluso podrían ser cruciales para que ésta se produjera. En primer lugar puede estar la fuerza centrífuga, que es máxima en el plano ecuatorial y que, sin duda, tiene una contribución positiva ayudando a que el material escape. Con la compresión de la estrella dicha fuerza debería acentuarse al conservarse el momento angular de la estrella. Por otra parte están los campos magnéticos que también deberían contribuir con su presión magnética. Estos dos aspectos se omiten en los modelos porque ni tienen simetría esférica ni se pueden fijar debidamente al desconocerse sus magnitudes, que por otra parte deben ser diferentes para cada estrella.

Las supernovas de tipo II pueden dividirse en los subtipos II-P y II-L. Los tipos II-P alcanzan una meseta en su curva de luz mientras que los tipos II-L poseen un decrecimiento lineal en su curva. La causa de esto se cree que es por diferencias en la envoltura de las estrellas. Las supernovas de tipo II-P poseen una gran envoltura de hidrógeno que atrapa la energía liberada en forma de rayos gamma y la liberan en frecuencias más bajas, mientras que las de tipo II-L, se cree, poseen envolturas mucho menores, convirtiendo menor cantidad de energía de rayos gamma en luz visible.

Las masas de las estrellas que dan lugar a supernovas están entre alrededor de las 10 masas solares hasta las 40 o 50. Más allá de este límite superior (que tampoco se conoce con exactitud), los momentos finales de la estrella son implosiones completas en las que nada escapa al agujero negro que se forma, rápida y directamente, engulliéndolo todo antes de que un solo rayo de luz pueda salir. Estas estrellas literalmente se desvanecen al morir.

Se ha especulado que algunas estrellas excepcionalmente masivas podrían producir hipernovas al extinguirse. El escenario propuesto para semejante fenómeno dice que, tras la transformación repentina del núcleo en agujero negro, de sus polos brotarán dos jets de plasma relativista. Estas intensas emisiones se producirían en la banda de frecuencias de los rayos gamma y podrían ser una explicación plausible para las enigmáticas explosiones de rayos gamma.

Una hipernova es un tipo teórico de supernova que se produciría cuando estrellas muy masivas (masas superiores a las 100 masas solares) se colapsan al final de sus vidas. Después de explotar como supernova, el núcleo de la hipernova se colapsaría directamente en un agujero negro, emitiendo dos chorros de plasma extremadamente energéticos desde sus polos a velocidades cercanas a la de la luz. Estos chorros podrían generar potentes rayos gamma y serían una posible explicación de las erupciones de rayos gamma. Estrellas tan masivas son muy raras, y por lo tanto también serían raras las hipernovas: se estima que un evento de esta naturaleza puede ocurrir en nuestra Galaxia cada 200 millones de años. La estrella Eta Carinae, en nuestra Galaxia, puede ser una candidata a hipernova. Otra buena candidata a estallar en hipernova puede ser R136a1, descubierta en julio de 2010 y con una asombrosa masa de 265 soles; también la Estrella Pistola o LBV 1806-20 pueden ser candidatas a producir hipernovas de aquí a decenas o centenas de miles de años.

SupernovaII.png
 
 
Veamos unos ejemplos de Supernovas de Tipo II
 
 
Eta De Carina
 
Sn 2011 en la Galaxia M51
 
Nebulosa del Cangrejo
 
 
 
 
 
 

Recibimos continuamente informaciones sobre estrellas en diferentes estadios:

– Azules, blancas, amarillas, rojas

– Gigantes, enanas

– Supernovas, púlsares, estrellas de quarks

– Etc. –

Para entender lo que son, y como han llegado hasta dichas fases, necesitamos conocer como evolucionan.

1.- Evolución de su materia. Las estrellas nacen por compactación gravitatoria de “gas interestelar”, compuesto actualmente por 75 % de Hidrógeno (H), 23 % de He (He) y 2 % de elementos de mayores pesos atómicos .

El H generado en el Big Bang, el He generado en el período inflacionario del Universo primigenio (primeros 500 millones de años) y los elementos pesados

generados en las Estrellas y en las Supernovas a lo largo de 13.000 millones de años).

Por presión gravitatoria sucesiva, en los núcleos estelares se van fusionando los núcleos atómicos, generando por transmutación, elementos progresivamente más pesados:

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Estos son todos los elementos que se generan dentro de las estrellas durante sus vidas estables. Los demás elementos de la tabla periódica, que existen en la naturaleza, se generan en las explosiones estelares como supernovas.

Las reacciones nucleares de fusión, se realizan principalmente en el núcleo de la Estrella, con algo de participación en las capas más próximas a dicho núcleo.

Cada etapa de fusión termina cuando se ha consumido aprox. el 90 % de su elemento, pero queda una capa de dicho elemento, en estado gaseoso, envolviendo el núcleo.

Nota: Se denomina etapa: a las de fusiones de elementos

y se denomina fase: a las configuraciones estelares circunstanciales, como las que tienen en la Secuencia Principal del Diagrama H – R, o como Gigantes, Supergigantes, etc.

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Cada etapa sucesiva va durando menos. La última, la 7ª, menos de una semana.

2.- Masa de referencia. Por convención entre los astrónomos, se toman como masa y radio (diámetro/2) de referencias, los del Sol

– Masa del Sol = MS = 2 x 1030 kg

– Radio del Sol = RS = 696 x 103 km

3.- Masa mínima indispensable para iniciarse la reacción de fusión del

hidrógeno:

Masa estelar = ME ( 0,08 MS

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La masa de cada capa (envoltura) está expresada en su equivalente de masas solares.

4.- Clasificación de las estrellas (ver cuadro en Anexos)

4.1.- Por sus masas iniciales: (Símbolo = ME )

De las variables que caracterizan a las estrellas, de lejos la más importante es la masa, pues muchas de las otras variables son consecuencias de su magnitud.

De acuerdo a las magnitudes de sus masas, las estrellas se clasifican en:

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4.2.- De uso por los astrónomos y cosmólogos:

– Diagrama de Hertzsprung – Rusell (Diagrama H-R)

– Espectral de Harvard (ver Anexo)

– De luminosidad del observatorio Yerkes

– Espectral – temperatura

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Diagrama de Hertzsprung – Russell

http://amazings.es/2011/09/08/cien-años-del-diagrama-de-hertzsprung-russell-el-gráfico-que-organizo-las-estrellas/

5.- Vida de las estrellas:

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6.- Límite de CHANDRASEKHAR (astrofísico indio, contemporáneo nuestro) = L. Ch.

L.Ch = 1,44 MS

El límite de Chandrasekhar es la máxima masa posible de un núcleo estelar estable.

Se aplica en especial a las Enanas Blancas estables. .

Las estrellas cuyas masas, después de sus expansiones como Gigantes Rojas, sean iguales o inferiores al L.Ch., llegan hasta la etapa He ( C , colapsan a Enanas Blancas, y en general agonizan como tales.

Pues es necesario que los núcleos de las estrellas superen dicho “límite” para que alcancen la temperatura (800 x 106 K) y presión crítica de iniciación de la fusión del Carbono, y continúe el proceso.

Las estrellas cuyas masas, después de la segunda Gigante Roja, sean mayores al L.Ch., completan las 7 etapas hasta núcleo de Fe; es el caso de las Estrellas Grandes y muy Grandes.

Los núcleos resultantes del colapso post etapas rojas, siguen las mismas reglas que las estrellas.

Si una Enana Blanca, ya estabilizada como tal, incrementa su masa por transferencia desde una Gigante Roja, o Estrella Mediana y supera

el Límite de 1,44 MS , se torna inestable y estalla como una Supernova tipo 1a.

Estrellas pequeñas

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Existen 2 tipos de Estrellas Pequeñas:

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Y se convertirán en Nebulosas Planetarias (sólo visibles en la Vía Láctea), con núcleo de He, que se irán extinguiendo lentamente.

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Foto Hubble de la Nebulosa Planetaria M-57

– Las Enanas Blancas, son los productos del colapso de las Estrellas Medianas. Se explican más abajo.

Estrellas medianas

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Cuando una estrella (cualquiera) ha consumido el 90 % de su Hidrógeno, disminuye su generación de energía, vuelve a predominar la gravedad que comprime al gas remanente que envuelve al núcleo; este gas, por la compresión, se calienta y expande como primera Gigante Roja, que alcanza diámetros de 80 a 106 veces el diámetro original de la estrella; y expulsa gran cantidad de gas al espacio.

Las estrellas de masas iguales a la del Sol, se expanden a 100 veces sus diámetros originales.

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La estrella ya no vuelve a la Secuencia Principal, pues las fases siguientes son de corta duración y variables.

Cuando a su vez, la estrella ha consumido el 90 % de su Helio, repite la secuencia ut supra, y se expande como segunda Gigante Roja; de diámetro doble al que alcanzó como primera GR. Con desprendimiento nuevamente de grandes masas de gas de sus capas externas.

La masa de la estrella mediana, se reduce en general (salvo excepciones) a

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Las estrellas medianas comprenden a más del 80 % de las estrellas actualmente integrantes de la Vía Láctea; y se dan solitarias como nuestro Sol, o en diversas combinaciones: binarias, triples, cuádruples, etc. todas ellas vinculadas por la gravedad y girando en torno a un baricentro común.

Las solitarias, evolucionan en las 2 primeras etapas indicadas ut supra:

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y colapsan a Enanas Blancas (EB).

Estas EB, inicialmente tienen altas temperaturas superficiales, del orden de los 100.000 K, lo que les da alta luminosidad, por ello iluminan intensamente al gas que expulsaron en su última fase de Gigante Roja.

El conjunto se observa como una Nebulosa Planetaria con una Enana Blanca aproximadamente en su centro.

Las EB agonizan como tales, y finalmente mueren como Enanas Negras.

Así se apagará nuestro Sol.

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Nebulosa Planetaria con Enana Blanca

desplazada de su centro Hubblesite.org

Las combinadas, en cambio, pueden tener una etapa espectacular: Novas;

y un final más dramático: Supernovas tipo 1a.

Pues la más masiva del grupo llega al fin de su vida antes, y colapsa a Enana Blanca primera, por lo que se forma una combinada de una o varias estrellas medianas y una enana blanca, combinación que transfiere masa a la enana.

Un ejemplo interesante de binaria Mediana – EB es el de Sirio

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Foto Hubble de Sirio

En el centro la Estrella Mediana Sirio A, de:

Masa = 2,02 MS – Radio = 1.183.000 km

Temperatura superficial = 9.900 K

Abajo a la izquierda la EB Sirio B, de:

Masa = 0,98 MS – Radio = 6.000 km

Temperatura superficial = 25.200 K

Están separadas como Marte del Sol

Ver más abajo explicaciones sobre las Novas y Supernovas tipo 1a

Algunas de las principales estrellas medianas:

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Las Enanas Blancas (EB), actualmente existentes, son productos de colapsos de Estrellas Medianas, tienen cuerpos sólidos, formados solamente por C (con algo de O), de dimensiones similares a las de la Tierra, con densidad media de 3 x 106 kg / dm3.

Sus núcleos ya han cesado de sus reacciones nucleares por lo que sólo “brillan” por sus fusiones terminales periféricas de He ( C y sus energías térmicas residuales.

Son de magnitud 8 a 10, o sea de difícil detección directa. En general se las detecta (sólo posible en nuestra Vía Láctea) en sistemas binarios por el “bamboleo” que producen a las estrellas principales, con las que están vinculadas. O se las detecta en los centros de algunas Nebulosas Planetarias.

En nuestra galaxia, constituyen aprox. el 10 % de todas las estrellas.

Las EB, si son solitarias continúan como tales hasta su extinción como Enanas Negras.

Si en cambio integran grupos binarios, triples, cuádruples, etc, pueden darse dos alternativas:

a.- Grupos muy cercanos, de una EB con Estrellas Medianas o una Gigante

Roja; se producen los fogonazos que se observan como Novas. (ver ut Infra).

b.- Una Gigante Roja en su expansión envuelve a la EB, ésta capta masa

de la Gigante, supera el Límite de Chandrasekhar, y se producen las gigantescas explosiones de las Supernovas tipo 1a.

Las Enanas Marrones no son propiamente estrellas, sino “súper planetas” de tipo gaseoso, similares, pero mayores, a nuestro planeta Júpiter. Se las ha detectado de masas 75 a 80 masas jovianas, siempre en nuestra Vía Láctea, por su efecto de ocultamiento parcial de la luminosidad de las estrellas en torno a la cual giran.

Novas

Es una explosión nuclear por acumulación de hidrógeno en la superficie de una Enana Blanca.

Las vemos sólo cuando sucede en Nuestra Vía Láctea, por su mediana luminosidad (magnitud aparente 2 a 6).

Ocurren en las binarias muy próximas, formadas por una Estrella Mediana o una Gigante Roja, y una Enana Blanca.

Por el intenso campo gravitacional de la Enana, se produce transferencia de hidrógeno de la Estrella mayor a la Enana, el H va acumulándose y compactándose en un disco de acreción en torno de la Enana.

Al compactarse, el H se va calentando, y cuando alcanza la temperatura de

13 x 106 K, se inicia la fusión del H ( He. Pero esta fusión no sucede en el núcleo profundo (como en una estrella), sino en la superficie de la Enana, por ello se propaga rápidamente en un fogonazo (de 1038 J), que se enciende y se apaga en 3 a 5 semanas.

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Formación de una nova por acreción

En algunos casos, el fogonazo aleja a las componentes de la binaria, el suceso no vuelve a repetirse con esas estrellas.

En otros casos, el fogonazo no altera la relación binaria, el suceso se repite en Novas recurrentes, como:

– RS Ophiuchi, binaria de una Gigante Roja y una Enana blanca; situadas a

1950 años luz en la constelación de Ofiuco. De magnitud aparente tranquila 12,5, pasa a magnitud aparente 5 como Nova.

Tuvo estallidos en 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 y 2006

– T Pyxidis, binaria de una Estrella mediana (como el Sol) y una Enana Blanca; situadas a 3260 años luz en la constelación de La Brújula. Pasa de magnitud aparente 15,5 a 7 como Nova.

Tuvo estallidos en 1890, 1902, 1920, 1944 y 1966

Nota a las Novas:

– Es una etapa transitoria en la vida de la estrella mayor.

– Las Enanas Blancas, indispensables en este proceso, participan sólo como soportes de los discos de acreción, sin involucrarse.

– Cada una de las integrantes de la binaria, continúa con su evolución;

– Si la mayor es una GR, con el tiempo se contrae y la binaria se disuelve.

– Pero si la mayor es una Estrella Mediana, cuando se convierte en una GR envuelve a la Enana, le transfiere masa, la Enana supera el I.Ch (1,44 MS ) y estalla como una Supernova 1a .

– Supernovas de tipo 1a (SN 1a)

Son muy características e importantes tanto en el Cosmos, como para los cosmólogos.

Son los sucesos cosmológicos más brillantes, su luminosidad alcanza la inusitada magnitud aparente de – 19, lo que significa que genera energía del orden de 2 x 1044 julios.

Se dan en binarias muy cercanas de una Estrella Mediana, o una Gigante Roja, y una Enana Blanca.

Se produce una masiva transferencia de materia gaseosa de la estrella más grande a la enana, materia que se incorpora a la masa de la enana, ello ocasiona que la enana supere el Límite de Chandrasekhar (1,44 MS ).

La enana se torna inestable, y cuando alcanza su masa crítica, estalla en una

gigantesca explosión global, que generalmente desintegra a ambas componentes de la binaria original. La dispersión es total, sin núcleo remanente.

Lo que generalmente queda en el sitio es un casco de materiales vacío, que se va expandiendo a la velocidad de 1.000 km / s.

Ocasionalmente se han encontrado algunas enanas blancas, lo que significaría que la compañera más grande habría colapsado (a EB), pero no desintegrado.

En las espectrografías pueden encontrarse líneas de Carbono, Oxígeno, Silicio, pero nunca Hidrógeno o Helio, lo que demuestra la extrema cercanía entre las dos componentes de la binaria original.

– Fueron SN 1a, las de los años: 185, 1572, 1604, 1885.

Estrellas grandes

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Las estrellas grandes, indefectiblemente recorren las 7 etapas de fusiones de elementos.

Tienen las 2 expansiones pero a Supergigantes Rojas, luego siguen hasta cumplir la 7a etapa; se expanden en la 3a y última Supergigante Roja, colapsan violentamente y finalmente estallan como Supernova de tipo II.

Algunas de las principales estrellas grandes:

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– Supernova de tipo II (SN II).

Las Estrellas Grandes cumplen las 7 etapas de fusión, se expanden en la tercera Supergigante Roja y en una semana todo su núcleo se transmuta a Fe. Cesa la generación de energía.

En lugar de una serena contracción de las capas externas sobre el núcleo, se produce el colapso gravitatorio, todas las capas externas implosionan y cuando llegan violentamente al núcleo de Fe, lo súper comprimen, los electrones se neutralizan con los protones generando neutrones, y más los neutrones originales del Fe todo junto producen un núcleo súper compacto de neutrones, con una enérgica emisión de neutrinos.

Y estos núcleos remanentes de las SN II no se comprimen más por la presión interna de neutrones, de Fermi.

En brevísimo tiempo las capas externas rebotan en el núcleo, y se expanden explosivamente como una Supernova de tipo II , que libera energía del orden de 1051 ergios (= 1044 joules), equivalente a toda la energía que ha emitido serenamente la estrella a lo largo de toda su vida anterior.

En esta explosión se dispersa hasta el 90 % de la masa que tenía la estrella al iniciar su último estadio como Supergigante Roja.

El saldo de esta SN II es un casco en rápida expansión que alcanza al año un diámetro de 10.000 años luz, con un púlsar (P) desplazado de su centro.

El púlsar resultante, es una pequeña estrella (11-20 km de diámetro), de gran densidad (7-16 x 1014 kg/dm3 ) , que por girar a altísima velocidad angular genera en sus polos de rotación intensas emisiones de radiaciones electromagnéticas, en frecuencias de radio.

Normalmente la masa residual (MP), que queda después del evento SN II , está en el rango:

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Característico de una Estrella de Neutrones, con fuerte spin, que se observa desde la Tierra (en frecuencias de radio) como un Púlsar, el cual es expulsado hacia el espacio a velocidades de más de 500 km/s , por ello al disiparse el fogonazo de la supernova, el púlsar es observado desplazado del centro de la explosión. Se detectan y evalúan con radio-telescopios.

Fueron SN II las observadas en los años 1006, 1054, 1181, 1667 (Casiopea),

1987 A, 2005 y 2006 gy.

Tipos de Púlsares

– Composición interna en función de su masa (MP)

– Si es

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El púlsar esta compuesto por una masa compacta de neutrones, con una

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Es una Estrella de neutrones

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Nebulosa del Cangrejo – Resto de la SN II de 1054 con el

Púlsar PSR0531+121 de 30 r.p.s en su interior. Foto EFE

– Si en cambio se da:

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Este púlsar está compuesto por una masa compacta de quarks, con

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Es una Estrella de quarks (*)

(*) Las estrellas de quarks, por sus altísimas velocidades de rotación, también se las denomina de “milisegundos”, pues cada revolución demora entre 2 y 0,55 milisegundos.

Hasta ahora no se han detectado estrellas de mayor velocidad de rotación que 1000 rev. / s, aunque podrían existir, pero la velocidad de rotación máxima estaría en el orden de las 2.000 rev / s , pues por arriba de ella la estrella se desintegraría por efecto de la intensa fuerza centrífuga.

Los neutrones normales están integrados por sub-partículas u + d + d

(o sea 1 quark “up” + 2 quarks “down”).

Pero al ser súper comprimidos, por efecto de la “Fuerza nuclear débil” todos sus quarks cambian de “gusto” a “extraños”, por ello algunos astrofísicos a estas estrellas las denominan “estrellas extrañas“.

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Este diagrama esquemático de un púlsar ilustra:

– las líneas de campo magnético, en blanco,

– el eje de rotación, en verde

– los dos chorros polares de radiación, en azul.

El primer púlsar fue detectado en 1967, por Jocelyn Bell. Su absoluta regularidad en frecuencia de radio, dio lugar a divagaciones sobre mensajes extraterrestres, hasta que los astrofísicos llegaron a las explicaciones científicas adecuadas.

Generan campos magnéticos proporcionales a sus “spin” (velocidad angular), por cuyos ejes emiten radiaciones electromagnéticas denominadas “radiaciones sincrotónicas” (desde radio hasta gama, y se denominan así pues estas radiaciones se realizan a expensas de la energía cinética de la estrella); en consecuencia estos púlsares se van frenando en sus “spin”.

Cuanto más alta es la masa de la estrella original:

– Mayor es la explosión de la Supernova (tipo II)

– Mayor es la masa del púlsar (hasta el máximo de 3,2 MS)

– Mayor resulta el “spin” del púlsar (de neutrones o de quarks)

Existe una variedad de “estrella de neutrones” singular, que muestran una aceleración de sus “spin” .

Son las que integran algún sistema “binario”, de un púlsar que gira en torno de una estrella normal, en los cuales se produce una continua transferencia de materia de la estrella normal a la de neutrones, lo que acelera a éstos púlsares.

La gran mayoría de los ya más de 1000 púlsares detectados hasta el presente, se encuentran en nuestra Vía Láctea.

La denominación de “púlsar” corresponde al acrónimo de “pulsating star”, y se catalogan bajo la sigla PSR (de PulSaR) y sus coordenadas siderales.

Estrellas muy grandes

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Las estrellas muy grandes, tienen las 3 expansiones pero a Híper gigantes Rojas, luego siguen hasta cumplir las 7 etapas, y finalmente explotan como Híper nova de tipo II.

Y cuando la Híper Gigante Roja de fines de su evolución, implosiona catastróficamente, como una Hípernova de tipo II, genera un núcleo de

masa > 3,2 MS .

Nada detiene la compactación, pero además las capas exteriores no pueden evadir la atracción gravitatoria y repiten una segunda implosión con brote de rayos gamma, los neutrones degeneran por la imparable compresión gravitatoria.

El saldo es un Agujero Negro de radio ro de Schwarzschild

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Por más detalles ver Anexo

Las Híper novas de tipo II ( 1000 Supernovas de tipo II

Algunas de las principales estrellas muy grandes:

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(1) La Híper Gigante Azul R 136 a1 fue descubierta en el segundo trimestre de 2010, se estima que tiene una edad aproximada de un millón de años, y que desde su nacimiento ha perdido ya el 20 % (unos 65 MS) de su masa inicial.

Hasta mediados de la década 2010, se postulaba que la masa máxima que podría tener una estrella era 200 MS , pues si intentaba sobrepasarla se desintegraría ineludiblemente.

El hallazgo de la R 136 a1 vino a demostrar que se está lejos aún de conocer los límites de las variables del Universo.

(2) Son estrellas Wolf-Rayet, caracterizadas por:

– Ser variables azules

Haber perdido casi totalmente sus capas externas de H

– Mostrar en sus espectrogramas, intensas líneas de emisión de He, C, O.

– Perder en sus sub-etapas de gigantes rojas (súper o híper, según sus masas) hasta el 90 % de sus masas iniciales.

(3) VV Cephei A es una variable (combinada binaria con otra estrella de la Secuencia Principal), en la etapa

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El radio de VV-C-A oscila entre 1.000 y 2.200 RS, y su temperatura entre 3.650 y 3.300 K, en 14 años (terrestres).

(4) Eta Carinae muestra el aspecto peculiar que tiene, porque explotó parcialmente a mediados del s. XIX y expulsó de sus capas gaseosas unas 10 MS

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Foto de Hubble de Eta Carinae

– Clasificación espectral de HARVARD, de las Estrellas que están en la Secuencia Principal

Es la más utilizada en Astronomía y Cosmografía

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Az = Azules Baz = Blanco azuladas B = Blancas

Bam = Blanco amarillentas Am = Amarillas N = Anaranjadas

R = Rojas

Las Estrellas de magnitudes medianas están fijas en la Secuencia Principal,

del Diagrama H – R durante toda la etapa H ( He , o sea la más estable, que dura el 90 % de sus vidas.

Las estrellas de magnitudes extraordinarias (ver ut Infra) están situadas arriba de la Secuencia Principal.

Las Enanas Blancas son estrellas agonizantes, por ello están abajo de la Secuencia Principal.

A su vez por sus magnitudes son:

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Estrellas de magnitudes extraordinarias

En esta clase se incluyen las gigantes, supergigantes e híper gigantes.

Se identifican cuando cumplen la condición:

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Estrellas Azules y Blancas

Tienen dos orígenes posibles:

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Todas se clasifican por sus masas (ver ut Supra).

Son de vida breve,

Monografias.comaños, por lo que están fuera de la Secuencia Principal en el Diagrama H -R.

Son Súpergigantes azules (SGAZ) cuando tienen masas entre 16 y 100 MS, de las cuales hasta menos que 30 MS son grandes, y de 30 a 100 MS son

muy grandes.

Las SGAZ son de vida muy breve, 1 a 39 millones de años,

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Estrellas Amarillas

Tienen dos orígenes posibles:

a.- Nacen como tales, con masa 0,8 – 1,04 MS. Son medianas. Es el caso del Sol

b.- Son estrellas que están en una fase transitoria:

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– Anaranjadas

Pueden ser:

a.- Enanas anaranjadas, de masa 0,45 – 0,8 MS

b.- Estrellas en misma situación b.1.- que las amarillas, pero menos avanzadas,

o sea más cercanas a sus ex Gigantes Rojas.

Son los casos de las medianas: Pólux, Aldebarán y Arturo.

Nota: La suma de las fases transitorias: naranja + amarilla, les insume a las estrellas ( 500.000 años.

– Rojas

No existen estrellas rojas medianas.

Las Gigantes (GR) y Supergigantes Rojas (SGR), lo son temporalmente y por razones circunstanciales. Por las expansiones después de las 1a, 2a y 7a etapas de fusiones de elementos, en la evolución natural de la materia que constituye cada estrella.

Se clasifican por sus radios, equivalentes a sus volúmenes. (ver ut Supra).

Las Gigantes Rojas se expanden:

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Las Supergigantes Rojas se expanden:

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Son de vida breve, del orden de 2 x 106 años; por ello en la Vía Láctea sólo el 1 % de las estrellas son GR ó SGR.

La suma de las fases amarilla + naranja + las 3 rojas, insume el 10 % de la vida total de las estrellas de magnitudes extraordinarias.

Están fuera de la Secuencia Principal del Diagrama H – R.

Las capas externas del manto gaseoso de las GR, se enfrían de 6.000 – 8.000 K a 3.000 – 5.000 K, y ese es el motivo de sus viraje al rojo.

Notas a las Etapas de la evolución estelar

En las nubes originales de gas, actualmente compuesto por 75 % de Hidrógeno + 23 % de Helio + 2 % de los otros elementos generados en las estrellas y en las Supernovas tipo II anteriores, por efecto gravitatorio lento pero persistente o explosiones de SN vecinas y muy violentas, se forman nódulos de acreción, rotativos y relativamente planos, cuyo centro se va compactando.

Si en dicho centro, la masa ( 0,08 MS , por efecto de la gravedad en el núcleo se alcanza la temperatura de 13 x 106 K :

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A partir de ese momento, de acuerdo a la masa concentrada, cada tipo de estrella evoluciona en forma peculiar:

– Las estrellas pequeñas:

Todas están aún en la secuencia principal fusionando H ( He.

Todavía les falta 1.900 x 106 años para expandirse a gigante roja, y dispersarse como una Nebulosa Planetaria con un núcleo de He en su interior.

Las estrellas medianas

Finalizada la fase 2a GR, su rango de masas se reduce a ME ( 1,44 MS

La fuerza gravitatoria de la masa remanente de la estrella, ya no puede

provocar en el núcleo la temperatura crítica de fusión del C.

La estrella entonces se va contrayendo primero lentamente, y luego colapsa en una Enana Blanca, con un destello de luz. Son las que actualmente están en el Universo.

Nuestro Sol estará en la 1a etapa por 9 x 109 años y cuando se expanda en su primera Gigante Roja, alcanzará los 100 RS o sea aprox. 69,6 x 106 km , un poco más de la órbita de Mercurio.

Luego cumplirá la 2a etapa, se expandirá nuevamente en su segunda GR, en la que alcanzará aprox. 140 x 106 km, un poco menos que la órbita de la Tierra; y colapsará en una Enana Blanca rodeada por una Nebulosa Planetaria.

– Estrellas grandes:

Evolucionan indefectiblemente en las 5 etapas, con variantes:

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– Y cuando todo el núcleo se ha convertido en Fe, ya no se genera energía suficiente para mantener la estructura estelar, entonces la gravedad siempre presente contrae bruscamente las capas externas que se desploman y súper comprimen el núcleo, convirtiéndolo en una masa compacta de neutrones.

– Las capas externas rebotan instantáneamente y en pocos días se expanden explosivamente como una Supernova de tipo II quedando como saldo una Estrella de Neutrones o de Quarks, de masas ( 3,2 MS.

– Estrellas muy grandes.

Evolucionan en forma similar a las Estrellas Grandes, pero en híper dimensiones:

Híper Gigantes Azules, Híper Gigantes Amarillas, Híper Gigantes Rojas.

La gran diferencia radica en que el saldo ineludiblemente tiene una masa

> 3,2 MS , por lo que la compresión del núcleo continúa hasta la degeneración de los neutrones y convertirse en un Agujero Negro.

Generación de energía en las Estrellas

Cada átomo de Fe generado en el núcleo de las Estrellas es el producto de una serie de reacciones :

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Sumadas las fusiones de H + He, estos elementos generan el 86,7 % de la energía que emiten las estrellas grandes y muy grandes a lo largo de sus vidas serenas.

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Nota a las Supernovas tipo 1a:

Antiguamente (mediados del s. XX) se habían catalogado 3 sub-tipos para estas Supernovas: 1a, 1b y 1c. Ninguna de las cuales muestra líneas del Hidrógeno en sus espectros.

– La SN 1a muestra líneas del Si en su espectro, pero no las de He.

– La SN 1b no muestra en su espectro líneas del Si, pero sí las del He.

– La SN 1c no muestra en su espectro ni las líneas del Si, ni las del He.

Pero con el tiempo las 1b y 1c, se recalificaron entre las de tipo II, perdiendo relevancia en esta clase de Supernovas.

Subsistió la clase SN 1a.

Se observan en galaxias de cualquier tipo morfológico.

Se identifican también por su evolución posterior:

– Alcanzan su máxima luminosidad en 5 a 7 días

– En el mes siguiente disminuyen su luminosidad a – 16

– Se van extinguiendo de SN, progresivamente a lo largo del año siguiente.

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– Estas supernovas son particularmente importantes en cosmología, pues todas son originadas por la explosión de enanas blancas, de masas similares y conocidas, por lo que las luminosidades intrínsecas (= absolutas), de las Supernovas 1a consiguientes, son también conocidas.

Por lo tanto, relacionando las magnitudes relativas por las que son detectadas, con la magnitud absoluta conocida, es simple calcular las distancias a las que se producen estas explosiones.

O sea que actúan como candelas estándar. Y se detectan hasta en los confines del Universo (> 1000 Mpc)

Así se pudieron comparar las distancias a estas Supernovas 1a lejanas, calculadas por sus magnitudes relativas, y por Hubble.

Justamente este estudio comparativo, es el que llevó a los cosmólogos:

S. Perlmutter, A. Riess y B. Schmidt

a la conclusión de que el Universo está acelerando su expansión desde hace más de la mitad de su vida. Y por este descubrimiento les otorgaron el premio Nóbel de Física – 2011.

Notas a las Supernovas de tipo II:

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– Alcanzan una luminosidad máxima de – 16, en 3 a 5 días. Sus explosiones son de mayor potencia que las de las SN 1a, pero sus luminosidades (vistas desde la Tierra) son menores debido a los cascos algo opaco que las rodean.

– Luego su luminosidad va decayendo muy lentamente a lo largo de los 3 meses siguientes, y en forma más rápida en los siguientes 2 meses.

– A continuación se va extinguiendo como SN lentamente a lo largo de los siguientes 3 años.

Se las observa siempre en los brazos en espiral de las galaxias de este tipo, donde se encuentran las estrellas más jóvenes del Universo.

Nota sobre Agujeros Negros:

Son “zonas” en el espacio, cuyas masas deforman el espacio-tiempo convirtiéndolo en una “esfera de sucesos”, por lo cual “todo” lo que “toque” (materia o radiaciones electro magnéticas) la superficie de dicha esfera, queda indefectiblemente atrapado y “cae” al interior de la misma.

La característica más importante de los Agujeros Negros, es su radio = ro definido por el físico-matemático Schwarzschild

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Nada puede salir de la “esfera de sucesos”.

Pero Hawking y Penrose demostraron que todas las partículas que se acerquen a la “esfera de sucesos” , por efecto de la intensa fuerza gravitatoria, se fraccionan indefectiblemente, cayendo parte de ellas al Agujero Negro y emitiendo rayos X y ( al espacio; por ello se pueden detectar dichos Agujeros por sus intensas emisiones en esas frecuencias.

EJEMPLOS DE AGUJEROS NEGROS DE GRAN MASA DETECTADOS.

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O sea que existen Agujeros Negros de un amplio espectro de masas.

Los ejemplos indicados ut supra, son agujeros negros detectados por los efectos gravitacionales producidos en sus entornos.

 

 

 
 
 
 

Publicado enero 27, 2013 por astroblogspain en Uncategorized

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