abril 17: n. kappes, m. fuhrmann, j.b. puel noticiasjcuadra/fia0111/2012ac25.pdf · (carl sagan)...

Marzo 13: R. Tamayo, S. Gaete

Marzo 15: T. Barros, F. Valenzuela

Marzo 20: P. Sandoval, J. Rivera, J. Huerta

Marzo 22: V. Ortiz, G. Bisso, F. Cameron

Marzo 27: M. Lyon, B. Escobar, C. Castillo

Marzo 29: H. Herreros, P. Grifferos, G. Ibacache

Abril 3: N. Camacho, G. Wenzel, R. Sallaberry

Abril 10: P. Vildoso, M. Schöll, J. Vera

Abril 12: L. Marfán, F. Holz, N. Mertens

Abril 17: N. Kappes, M. Fuhrmann, J.B. Puel

Abril 19: J. Celhay, P. Morandé, A. Navarrete

Abril 24: P. Güentulle, J. Arrau, G. Pérez

Abril 26: R. Gómez, F. Maturana, V. Covarrubias

Mayo 3: C. Richard

Mayo 8: A. Bustos, S. Lara, T. Rybertt

Mayo 10: V. Núñez, A. Acuña, N. Maluenda

Mayo 15: T. Hepner, M. Hasbún

Mayo 17: J. Henríquez

Mayo 22: J. Astroza, M. Mora

Mayo 24: J. Rivera

Mayo 29: A. Eyzaguirre, F. Lagos

Mayo 31:

Junio 5:

Junio 7: Á. Saavedra

Junio 12:

Junio 14:

Noticias: (Inscripción los jueves

al final de la clase)

1Tuesday, 5 June 2012

Productos de una SN1. Explosión gigantesca (L > 1010 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 (Mestrella> 1.4 Mo)


Medio Interestelar

Mue

rte

de e

stre

llas

Evolución estelar

Formación estelar

Somos polvo de estrellas… (Carl Sagan)


Estrellas de Neutrones• Estrellas de neutrones

se observan en los centros de los remanentes de algunas SN. Ej: la nebulosa de Pupis en rayos X.


Remanentes de Supernovae

• Región central de la supernova en Vela, mostrando jet de estrella de neutrones y dos ondas de choque con el medio interestelar.

• Observaciones del Telescopio Chandra en rayos-X. La flecha indica la dirección de movimiento de la estrella de neutrones.


Estrellas de Neutrones• Las estrellas de neutrones (NS) son remanentes del colapso de estrellas

masivas. • Estas bolas de neutrones son estrellas que alcanzan T=100.000 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 (1,44Mo) da la masa mínima de una NS. • Este límite existe porque un gas de electrones no puede aumentar

indefinidamente su presión y se convierte en un gas degenerado de neutrones.

• 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.


Neutron Star Composition

where ρo ~ (3.7-5.9)!1017 kg/m3 (~1014 x Sun or Earth), Teff ~ 106 K (very conductive!),Bmag ~ 1012 G (refrigerator magnet has ~10 G)

studied via neutron star oscillations (i.e., seismology)

“quark soup”

atmosphere 0.5-1 mions, electrons

(+/- 0.5mm!!!)


Estrellas de Neutrones y PulsaresLas 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 rotar 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.

Algunos pulsos duran milisegundos, y son muy regulares, se pueden tomar como relojes más precisos que los relojes atómicos.

1er púlsar descubierto por Jocelyn Bell en Nov 1967.Explicación por Anthony Hewish le dio el Nobel Prize.


Estrellas de Neutrones y Pulsares


Pulsar del Cangrejo


Pulsares

• SN 1227 con su pulsar en rayos X.

• Gas con T>106 grados en una SN joven.


Estrellas de Neutrones Binarias• Las NS en sistemas binarios de

acreción (con transferencia de materia) emiten jets poderosos de rayos X (más intensos que los jets normales de los púlsares). En algunos casos jets de gas relativistas son observados. E.g. SS433 con 0.25c.

• El gas adquirido de la compañera cae primero al disco de acreción. Se acumula tanto en la superficie de la NS que alcanza las condiciones para fusionar H explosivamente. Esos son los X-ray bursters.


Si se forma una estrella de neutrones, ¿nosotros (en la Tierra) veremos siempre un pulsar?

A. Sí, por conservación de momentum angular, la estrella de neutrones rotará sobre su eje.

B. Sí, las estrella de neutrones siempre están pulsando.C. No, algunas estrellas de neutrones no están rotando.D. No, depende de la orientación del campo magnético de la estrella.


Agujeros Negros• Los agujeros negros (black holes,

BHs) son los objetos más extremos conocidos.

• Algunas estrellas pueden terminar su vida como agujeros negros

• Si la masa del núcleo de la estrella supera las 3Mo, ni siquiera la presión de de degeneración de los neutrones puede detener el colapso a un BH.

• Su atracción gravitatoria es tan grande que ni siquiera la luz puede escapar de ellos. Por eso son negros.


Agujeros Negros (BHs)

Velocidad de escape para 1Mo:Si R=1pc Ve=0.09km/sSi R=1AU Ve=42km/sSi R=1RTierra Ve=6500km/s

Radio de Schwarszchild: ¿Cuándo la luz no puede escapar?

Cuando Ve=c=300.000 km/s, para 1Mo sale RBH=3km. Eso se llama horizonte de eventos porque no podemos ver nada que esté más adentro.


• 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.

Newton y Einstein


Espacio-Tiempo Curvo• La Teoría General de la Relatividad dice que el espacio-

tiempo es deformado por los cuerpos masivos.• Partículas tratan de moverse en línea recta en este espacio.• Estos dibujos muestran analogías en 2 dimensiones.


• La luz también sigue el camino curvo.• Observado por Eddington durante eclipse en 1919,

pocos años después de predicción de Einstein.

Ejemplo más espectacular: luz de galaxias lejanas deformada por cúmulo masivo.


Mientras más concentrada esté la masa, la deformación es mayor.Si está muy concentrada, se hace un agujero en el espacio-tiempo.

Partículas lejos de la masa no sienten nada raro. BHs no chupan materia a distancia.


Observando Agujeros Negros


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 evidentes,

pudiéndose estudiar gracias a los efectos que causan a su estrella compañera. E.g., en Cygnus X-1 se observa que la estrella azul está girando alrededor de un objeto compacto y masivo.

• Otra manera potencial 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

Esto se ve en rayos X

Esto en óptico


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