Astronomía

¿Cómo se ven las 'capas de cebolla' fusionadas de una estrella anterior a la supernova a escala?

¿Cómo se ven las 'capas de cebolla' fusionadas de una estrella anterior a la supernova a escala?


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Estoy seguro de que todos hemos visto los diagramas de varias capas de fusión de elementos de hidrógeno a silicio en una estrella que está a punto de convertirse en supernova.

(Imagen deourses.lumenlearning.com)

Sospecho que estas imágenes exageran enormemente los radios relativos en los que se producen estas capas de fusión en aras de la legibilidad. ¿Cómo sería una imagen a escala más precisa de estas capas de fusión?

Ahora, supongo que la respuesta variará significativamente según la masa de la estrella, y sospecho que en ciertos regímenes de masa algunas capas no se fusionarán en absoluto. Puedo pensar en algunas otras variables que también pueden afectar la respuesta.

Entonces, al estilo CYA, dejaré que el respondedor identifique casos ilustrativos o interesantes específicos, ya que no busco una respuesta específica, sino una idea general de cuán grandes son algunas de las capas en comparación con las otras.


Los modelos anteriores a la supernova a menudo caracterizan la compacidad del núcleo utilizando un "parámetro de compacidad" definido como $$ upsilon = frac {(M / M _ { odot})} {R (M) / 1000 { rm km}}, $$ dónde $ M $ generalmente se elige para ser $ 2.5M _ { odot} $ y $ R (M) $ es el radio dentro del cual $ M $ Está contenido.

Modelos anteriores a la supernova de Farmer et al. (2016) muestran que la central $ 2.5M _ { odot} $ de una estrella masiva incluido el núcleo quemado de carbono en un $ 15 millones _ { odot} $ (masa inicial), pero solo contenía el núcleo quemado por oxígeno en una estrella más masiva (los modelos se presentan hasta 30$ M _ { odot} $. es decir, su respuesta dependerá de la masa y la composición (estos modelos son para una composición inicial de metalicidad solar).

En el $ 15 millones _ { odot} $ modelo (con pérdida de masa), $ upsilon sim 0.08 $ en el colapso del núcleo, lo que significa que el núcleo quemado de carbono habría estado contenido en 31.000 km. La $ 30 millones _ { odot} $ el modelo es más compacto con $ upsilon = 0.58 $, lo que indica que el núcleo quemado por oxígeno habría estado contenido dentro de 4.300 km.

Al colapsar, el núcleo de hierro puede tener una masa de 1,4-1,8$ M _ { odot} $, estará soportada por la presión de degeneración de electrones y debe tener un tamaño un poco más pequeño que una típica enana blanca de carbón (radio de unos pocos miles de km).

Puede comparar estos tamaños con el tamaño de toda la estrella supergigante roja, que podría tener un radio de unos pocos au (por ejemplo, Betelgeuse).

Creo que las regiones de quema de proyectiles se encontrarían en radios ligeramente más grandes que este, pero estos números son una estimación razonable. Mirando en detalle los modelos, no creo que las etapas finales de la evolución anterior a la supernova se parezcan en nada a la imagen de cáscara de cebolla estrictamente estratificada que se ve en Internet.


Rob jeffies dio los resultados de cómo se ve el núcleo. Pero para completar ese hidrógeno cáscara El sobre es grande, muy grande. Es del orden de 1000 veces el radio del Sol. O en otras palabras, si reemplazara al Sol, se extendería hasta aproximadamente Júpiter.


La respuesta parece ser: en Red Super Giats, la estrella puede tener 300 - 1000 del diámetro del sol y su núcleo donde ocurre la nucleosíntesis es solo el diámetro de la tierra. Esto explicaría por qué después de 13,8 mil millones de años todavía el 98% del universo está hecho de hidrógeno y helio.

Vea la imagen en la página 42 de esta presentación de diapositivas https://slideplayer.com/slide/13959320/


¿Cómo se ven las 'capas de cebolla' fusionadas de una estrella anterior a la supernova a escala? - Astronomía

Actualmente, la teoría más popular afirma que los núcleos de hidrógeno y helio, los elementos más ligeros y abundantes del universo visible, fueron creados en los momentos posteriores al Big Bang. Todos los demás elementos naturales se generaron, y continúan generándose, en las condiciones de alta temperatura y presión presentes en las estrellas. Los elementos están compuestos por partículas diminutas llamadas átomos que son indivisibles en condiciones normales. Sin embargo, cuando se exponen a altas temperaturas y presiones, los átomos pueden romperse o fusionarse. En estas condiciones, el núcleo de un elemento puede fusionarse con el núcleo de un elemento diferente, creando el núcleo de un elemento más pesado. Cuando se forman elementos más ligeros que el hierro, la masa del nuevo núcleo es menor que la masa combinada de los dos núcleos originales. La diferencia de masa entre los dos se libera como energía. En las estrellas, este tipo de reacción se conoce como nucleosíntesis estelar, pero se conoce más comúnmente como fusión nuclear. La fusión nuclear se utiliza hoy en la Tierra en los explosivos nucleares llamados bombas de hidrógeno. Mucha gente espera que algún día la fusión nuclear se utilice para la producción de energía con fines pacíficos.

Las estrellas se alimentan de reacciones de fusión nuclear, que tienen lugar en sus profundos interiores o núcleos. Los núcleos de hidrógeno se fusionan, formando núcleos de helio. La energía producida por estas reacciones de fusión evita que la estrella colapse por su propia gravedad. Las estrellas maduras contienen suficientes núcleos de hidrógeno para durar miles de millones de años. Sin embargo, cuando se agota el suministro de combustible de hidrógeno de una estrella, su núcleo comienza a contraerse. La contracción es tan intensa que crea condiciones bajo las cuales los núcleos de helio se fusionan. De esta forma, el helio se convierte en la próxima fuente de combustible de la estrella. La fusión de los núcleos de helio produce núcleos de carbono y oxígeno, y en el proceso se libera suficiente energía para sostener temporalmente la estrella.

Una vez que se agota el helio, los núcleos de carbono, oxígeno y otros elementos comienzan a fusionarse. Estas nuevas fuentes de combustible se agotan a un ritmo cada vez más rápido. Dado que el elemento más pesado creado en una estrella por reacciones de fusión nuclear es el hierro, finalmente se forma un gran núcleo de hierro en el centro de todo. En este punto, la gravedad se vuelve abrumadora, el núcleo colapsa y se produce una explosión, durante la cual las capas externas de gas y elementos pesados ​​se expulsan al espacio. Tales explosiones, llamadas supernovas, ocurren aproximadamente una vez por siglo en nuestra galaxia. La energía creada por las supernovas produce núcleos más pesados ​​que el hierro. Este proceso se conoce como nucleosíntesis de supernova.

1. ¿Dónde se crean los elementos? ¿Cómo se crean los elementos más pesados ​​a partir del hidrógeno y el helio?

2. ¿Qué evidencia usan los científicos para saber qué elementos se liberan cuando explota una supernova?

3. ¿Cómo ayudan los elementos de la atmósfera de una supernova a los científicos a identificar tipos de supernovas?

Toda la materia está formada por átomos, elementos compuestos por partículas más pequeñas como protones, neutrones y electrones. La cantidad de protones dentro del núcleo, el componente central del átomo, determina el tipo de elemento. Un elemento puede tener diferentes formas, llamadas isótopos, según la cantidad de neutrones en el núcleo. Por ejemplo, un núcleo de hidrógeno ordinario contiene solo un protón. Pero el deuterio, un isótopo del hidrógeno, tiene un protón y un neutrón en su núcleo.

El universo entero comparte un conjunto común de elementos. En el universo muy temprano, los únicos elementos eran hidrógeno y helio. Pero desde la formación de las estrellas, los elementos más ligeros dentro de las estrellas comenzaron a fusionarse para crear elementos más pesados, produciendo todos los demás elementos naturales. Bajo las temperaturas y presiones extremadamente altas dentro del núcleo de las estrellas, los átomos chocan a velocidades lo suficientemente altas como para superar la repulsión electromagnética habitual de los núcleos, lo que permite que se produzca la fusión nuclear.

Todas las estrellas viven fusionando hidrógeno en helio. En el primer paso del proceso, dos átomos de hidrógeno se fusionan para formar deuterio. En el siguiente paso, otro átomo de hidrógeno se fusiona con el deuterio, creando un isótopo raro de helio que tiene dos protones y un neutrón en su núcleo. En el tercer paso, dos de los raros átomos de helio se fusionan para crear un solo átomo de helio normal y dos átomos de hidrógeno. La vía de fusión descrita anteriormente requiere seis átomos de hidrógeno para crear un átomo de helio; sin embargo, quedan dos átomos de hidrógeno al final del proceso. El resultado neto es que se necesitan cuatro átomos de hidrógeno para formar un átomo de helio. La energía que alimenta una estrella es el resultado de la diferencia de masa entre los cuatro átomos de hidrógeno originales y el átomo de helio resultante. Siguiendo la relación masa-energía de Einstein, E = mc2, la masa faltante se convierte en energía.

A temperaturas y presiones aún más altas, se pueden formar elementos más pesados. Muchos se hacen a partir de un proceso llamado "captura de helio", en el que un elemento más pesado se fusiona con un átomo de helio. Por ejemplo, el helio se fusiona con el carbono para producir oxígeno y el helio se fusiona con el oxígeno para producir neón. Los núcleos más pesados ​​también pueden fusionarse entre sí, como cuando el carbono y el oxígeno se fusionan para hacer silicio o dos átomos de silicio se fusionan para formar hierro. Eventualmente, el interior de una estrella masiva comienza a parecerse a una cebolla, con diferentes elementos que se crean en diferentes capas. Sin embargo, los elementos más pesados ​​que el hierro solo se producen en las condiciones extraordinarias creadas por el colapso y la explosión de una estrella, una supernova.

Ahora, mire una película corta sobre cómo se forjan los elementos en las estrellas y responda las siguientes preguntas:

1. ¿Cómo hace brillar una estrella su energía?

2. ¿Qué elementos componen las estrellas jóvenes?

3. ¿Qué hace que una estrella se convierta en supernova?

4. ¿Por qué crees que se necesita una enorme cantidad de calor y presión para crear helio (y luego carbono, etc.)?

5. ¿Qué podría inferir acerca de la edad de una estrella si encontrara evidencia de presencia de hierro?


NuSTAR arroja nueva luz sobre las explosiones de supernovas

Este es el primer mapa de radiactividad en un remanente de supernova, los pedazos y partes de una estrella masiva que explotó. El color azul muestra material radiactivo mapeado en rayos X de alta energía utilizando NuSTAR. Los elementos calentados, no radiactivos previamente fotografiados por Chandra usando rayos X de baja energía se muestran en rojo, amarillo y verde. Crédito de imagen / leyenda: NASA / JPL-Caltech / CXC / SAO

Nuevas y emocionantes observaciones de la matriz de telescopios espectroscópicos nucleares n. ° 8217 de la NASA, o NuSTAR, apuntan a una posible solución a uno de los misterios más intrigantes de la astrofísica moderna: ¿Cuál es el mecanismo exacto que impulsa las explosiones de supernovas?

Las explosiones de supernovas se encuentran entre los fenómenos más energéticos del Universo y significan la muerte de grandes estrellas supermasivas. Durante la explosión, la mayor parte de la masa de la estrella # 8217 es expulsada violentamente al espacio interestelar, sembrando el medio interestelar con todos los elementos pesados ​​que se crearon dentro del núcleo de la estrella # 8217, lo que permite la creación de una nueva generación de estrellas y sistemas planetarios. . Lo que queda después de la explosión es el núcleo de la antigua estrella # 8217, que tiene una masa varias veces mayor que la del Sol compactada en un área no mayor que San Francisco. Las capas internas expulsadas de la estrella crean una onda expansiva de material que choca con el medio interestelar y lo atraviesa, creando estructuras llamadas remanentes de supernova, o SNR, que pueden abarcar muchos años luz en el espacio interestelar.

Las dos causas principales de las explosiones de supernovas son la acumulación de materia alrededor de las enanas blancas en sistemas estelares binarios y el colapso del núcleo de una estrella muy masiva. En el último caso, cuando el núcleo de la estrella se queda sin combustible y ya no puede sostener reacciones de fusión nuclear en su centro, la estrella colapsa sobre sí misma por su propia gravedad. Durante el colapso, las capas internas de la estrella rebotan en el núcleo ahora quemado, provocando una explosión tan violenta y enérgica que durante su apogeo puede eclipsar a toda una galaxia.

Este gráfico muestra el espectro electromagnético, destacando la porción de rayos X. Chandra ve rayos X con energías entre 0,1 y 10 kiloelectrones voltios (keV), la parte & # 8220red & # 8221 del espectro, mientras que NuSTAR ve la luz de rayos X de mayor energía, o & # 8220 más azul, & # 8221, con energías entre 3 y 70 keV. Crédito de la imagen / leyenda: NASA / JPL-Caltech

Las explosiones de supernovas y sus remanentes se han estudiado extensamente dentro de la Vía Láctea y otras galaxias por muchos observatorios terrestres y espaciales diferentes en múltiples longitudes de onda durante las últimas décadas. El Observatorio de rayos X Chandra de la NASA, en particular, ha proporcionado a los astrónomos vistas muy detalladas de las SNR en la parte de alta energía del espectro electromagnético, lo que ayuda a revelar su composición elemental. Sin embargo, los procesos exactos que impulsan estos eventos cósmicos cataclísmicos han permanecido en su mayor parte desconocidos. Los astrónomos siempre supieron que las supernovas explotan, pero no estaban seguros de cómo. La razón es que los observatorios de rayos X anteriores como Chandra y XMM-Newton no tenían la capacidad de observar las energías necesarias para observar los núcleos de estas explosiones y desentrañar sus mecanismos ocultos. Los astrónomos necesitaban un telescopio espacial capaz de observar los rayos X de alta energía que eran invisibles para los observatorios anteriores.

Sus necesidades fueron satisfechas con el lanzamiento del telescopio de rayos X NuSTAR de la NASA en junio de 2012. Mientras que Chandra y XMM-Newton pueden observar en la parte de baja energía de longitudes de onda de rayos X entre 0.1 y 10 KeV, NuSTAR puede ver todos los de 3 a 79 KeV, en la parte de alta energía de los rayos X. Esta capacidad de observación superior permite a NuSTAR estudiar los fenómenos físicos de alta energía en el Universo como nunca antes, alrededor de supernovas, agujeros negros, núcleos galácticos activos y otros objetos celestes exóticos.

Durante una teleconferencia con los medios organizada por la NASA el 19 de febrero, el equipo científico de NuSTAR detalló las fascinantes observaciones realizadas por el observatorio de rayos X de Cassiopeia A, un remanente de supernova dentro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, ubicada aproximadamente a 11.000 años luz de distancia en el constelación de Casiopea. De acuerdo con las pautas de publicación científica, el estudio del equipo & # 8217s se publicó el mismo día en la revista. Naturaleza.

"Los resultados que estamos revelando hoy son el primer mapa de material radiactivo en los restos de una estrella que explotó en un evento increíblemente poderoso, llamado supernova", dijo una jubilosa Fiona Harisson, investigadora principal de NuSTAR. “Esto nos está ayudando a desentrañar los misterios de cómo explotan las estrellas y, en particular, qué está sucediendo en el corazón mismo de la explosión. Ningún otro telescopio podría hacer este mapa, porque los telescopios de imágenes anteriores no alcanzan una energía lo suficientemente alta ”.

NuSTAR, por primera vez, ha obtenido imágenes de los & # 8220guts & # 8221 radiactivos de un remanente de supernova, los restos de una estrella que explotó. Los datos de NuSTAR son azules y muestran rayos X de alta energía. El amarillo muestra material no radiactivo detectado previamente por el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA en rayos X de baja energía. Crédito de imagen / leyenda: NASA / JPL-Caltech / CXC / SAO

NuSTAR pudo mapear la distribución del isótopo radiactivo Titanio-44 en el corazón de Cassiopeia A al detectar la emisión de rayos X del elemento. El titanio-44 es un isótopo altamente inestable que se descompone en calcio-44, mientras emite rayos X de muy alta energía en el proceso. Su presencia era invisible para las observaciones anteriores de otros telescopios de rayos X porque solo brilla en las longitudes de onda de rayos X de alta energía que puede observar NuSTAR.

Las estrellas progenitoras de las explosiones de supernovas que son causadas por el colapso del núcleo desarrollan una estructura interna en capas a lo largo de su vida que se asemeja a la de una cebolla. Estas estrellas comienzan su vida fusionando hidrógeno en helio, en lo profundo de sus núcleos. Cuando el hidrógeno se agota, continúan quemando el helio que se ha creado previamente, convirtiéndolo en carbono, que a su vez se convierte en neón y así sucesivamente, con el proceso de fusión del núcleo de la estrella progresando hacia arriba a través de la tabla periódica de elementos, produciendo núcleos atómicos progresivamente más pesados ​​hasta llegar al hierro. Cuando la estrella alcanza esta etapa, ya no puede sostener ninguna reacción de fusión y colapsa por su propio peso, lo que resulta en una explosión de supernova. Aunque Cassiopeia A probablemente explotó en algún momento entre 1667 y 1680, y los restos de supernova se expandieron desde entonces, las observaciones de NuSTAR & # 8217s han revelado por primera vez a los astrónomos la presencia de los elementos reales que se crearon durante el tiempo de la explosión de la supernova. sí mismo. “Con NuSTAR tenemos nuevas herramientas forenses para investigar las cenizas que quedaron cuando la estrella explotó”, dijo el astrónomo de Caltech Brian Grefenstette y miembro del equipo de NuSTAR, durante la teleconferencia. & # 8220Cuando comienza a explotar, deja pistas que podemos usar para averiguar qué sucede cuando la estrella colapsa y produce los elementos que nos componen. Ahora, una de las pistas es la imagen de titanio radiactivo, que vemos con NuSTAR, que puede decirnos qué estaba pasando en las entrañas de la explosión. & # 8221

El patrón de titanio radiactivo observado por NuSTAR (derecha) no coincide con el patrón de hierro calentado visto por el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA # 8217 (izquierda). Crédito de imagen / leyenda: NASA / JPL-Caltech / CXC / SAO

Un resultado inesperado que surge de las observaciones de NuSTAR es que la distribución de titanio-44 no coincide con la distribución de hierro que se había detectado dentro de Cassiopeia A a partir de observaciones anteriores con Chandra. Los investigadores esperaban que, dado que tanto el hierro como el titanio se crean juntos en ese momento, sus distribuciones dentro del remanente de supernova coincidirían exactamente. Sin embargo, ese no fue el caso. “Nos sorprendió cuando miramos las imágenes y descubrimos que los dos mapas obviamente no coincidían & # 8217t & # 8221, dijo Grefenstette. “Esto significa que o nos equivocamos y que hay & # 8217s hierro que & # 8217s está escondido en el centro de Cassiopeia A que Chandra no ve porque el material es demasiado genial, o algo más exótico está sucediendo, que está cambiando la forma en que los elementos se formaron en la explosión de la supernova. De cualquier manera, es un nuevo rompecabezas que debemos resolver ".

Lo que no fue tan inesperado fue que los grupos de material radiactivo observados por NuSTAR no se alargaron hacia una determinada dirección en el cielo. Los modelos anteriores han sugerido que una explosión de supernova podría ser impulsada por chorros alargados de material, que salen de una estrella que gira rápidamente. Sin embargo, muchos de estos modelos han fracasado frustrantemente en producir explosiones de supernovas en simulaciones por computadora anteriores. Había algo que realmente faltaba en los astrofísicos y en la comprensión de cómo funcionan realmente las supernovas. Las observaciones de NuSTAR de titanio-44 radiactivo dentro de Cassiopeia A no revelaron la presencia de chorros alargados. En cambio, indicaron que la solución más posible al rompecabezas es que antes de la explosión, el material de la estrella # 8217 cerca del núcleo se agita como agua hirviendo dentro de una olla a presión. Y al igual que el vapor que sopla en la parte superior de una olla a presión, este movimiento de chapoteo dentro de la estrella crea una onda de choque que la desgarra.& # 8220Las estrellas son bolas esféricas de gas, por lo que se podría pensar que cuando terminen sus vidas y exploten, esa explosión se vería como una bola uniforme que se expande con gran poder & # 8221, dijo Harrison. & # 8220Nuestros nuevos resultados muestran cómo la explosión & # 8217s corazón, o motor, está distorsionado, posiblemente porque las regiones internas literalmente chapotean antes de detonar. & # 8221

Crédito de video: NASA / JPL-Caltech / Christian Ott

“Ahora, todo este mecanismo de chapoteo se ha simulado antes en una computadora, pero la imagen de NuSTAR es la primera evidencia de que este tipo de explosión está ocurriendo en la naturaleza, y [significa] que podemos estar en el camino correcto para tratar de comprender cómo explotan las estrellas masivas ”, añadió Grefenstette.

Robert Kirshner, profesor de Ciencias en el Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica en Cambridge, Massachusetts, aunque no participó directamente en el estudio del equipo NuSTAR & # 8217s, proporcionó información valiosa durante la teleconferencia. “NuSTAR está a la altura de su nombre de dos maneras: esto no es solo nuclear, sino que es nuevo”, comentó el Dr. Kirshner. “Es una ciencia pionera y hay que esperar que, cuando obtenga nuevos resultados, surjan tantas preguntas como responda. Ahora, deberías preocuparte por esto. Las supernovas producen los elementos químicos. Por lo tanto, si compró un automóvil estadounidense, no fue fabricado en Detroit hace 2 años. Los átomos de hierro en ese acero fueron fabricados en una antigua explosión de supernova que tuvo lugar hace 5 mil millones de años. Y NuSTAR muestra que el titanio que está en la cadera de reemplazo de su tío Jack también se hizo en esas explosiones. Por lo tanto, somos todo polvo de estrellas y NuSTAR muestra de dónde venimos, incluidas nuestras piezas de repuesto. Entonces, esto debería preocuparte por esto, y también tu tío Jack ".

Durante la sesión de preguntas y respuestas de la conferencia, tuve la oportunidad de preguntarle al Dr. Kirshner si las explosiones de supernovas eran posibles durante el Universo muy temprano, aproximadamente 15 millones de años después del Big Bang, que podrían haber llevado a la creación de la primera generación de viviendas habitables. planetas capaces de sustentar la vida, como se argumentó en un estudio reciente del profesor Abraham Loeb, también del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica.

Un modelo a escala real del telescopio espacial James Webb en el Goddard Space Flight Center, junto con el equipo que ha trabajado en él. Crédito de imagen: NASA

La respuesta del Dr. Kirshner # 8217 fue tan inspiradora como estimulante: & # 8220Esa & # 8217 es una pregunta muy interesante. Ya sabes, la mente humana es algo falible y la imaginación de las personas generalmente resulta ser menos extraña que el mundo real. Por lo tanto, incluso cuando algo suene un poco extraño, no debe ser demasiado rápido para descartarlo. No creo que haya ninguna duda de que habrá estrellas masivas que se formarán a partir de la sopa primordial de hidrógeno y helio, y sabemos que algo así debe haber sucedido, pero esto es principalmente en el reino si los no observados . Entonces, si tuviera mi sueño, ¡construiría un telescopio infrarrojo realmente grande en el espacio! ”, Enfatizó Kirshner, con la emoción evidente en su voz. “Y, por supuesto, ¡eso es exactamente lo que estamos haciendo! Estamos construyendo el telescopio espacial James Webb, y diría que tendrá muchas posibilidades de ver esta primera generación de estrellas, las que hicieron los primeros elementos. ¡Y lo vamos a hacer! En poco tiempo, en unos pocos años, tendremos ese JWST, veremos la explosión de estas estrellas, podremos medir su química o estimar sus propiedades de todos modos. Tengo muchas esperanzas de que vayamos más allá de nuestro conocimiento actual ".

El equipo de NuSTAR planea estudiar más a fondo otros remanentes de supernovas para tratar de ver si lo que se observó en Cassiopeia A es típico de las explosiones de supernovas en general. Con NuSTAR, los astrónomos ahora tienen por primera vez la capacidad de verificar predicciones teóricas sobre cómo exactamente terminan sus vidas las estrellas masivas y cómo el material de estas explosiones enriquece el medio interestelar con la materia de la vida. "Las supernovas producen y expulsan al cosmos la mayoría de los elementos que son importantes para la vida tal como la conocemos", dice el Dr. Alex Filippenko, profesor de astronomía en la Universidad de California, Berkeley. & # 8220Estos resultados son emocionantes porque por primera vez estamos obteniendo información sobre las entrañas de estas explosiones, donde realmente se producen los elementos. & # 8221

Con todos los fascinantes descubrimientos provenientes de observatorios astrofísicos actualmente en órbita como NuSTAR, y de los que están programados para ser lanzados durante los próximos años, como el Telescopio Espacial James Webb, podemos esperar una década profundamente transformadora en nuestra ciencia. y comprensión humana de nuestro lugar en el Cosmos.

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¿Cómo se ven las 'capas de cebolla' fusionadas de una estrella anterior a la supernova a escala? - Astronomía

Casi nada notable le sucede a una estrella durante la mayor parte de su vida. Siempre que los eventos nucleares en su núcleo continúen compensando el implacable ataque de la gravedad, no le sucederá nada espectacular a la estrella en su conjunto. Como era de esperar, su núcleo fusiona hidrógeno en helio, su superficie estalla en llamaradas y tormentas, y su atmósfera atraviesa grandes cantidades de radiación. Pero, en general, las estrellas no experimentan cambios repentinos mientras están en equilibrio, que en realidad es una especie de "estado dinámico estable". Simplemente consumen hidrógeno durante esta, la fase más larga en la historia de todas las estrellas, una duración que dura

99% de su vida útil total.

Equilibrio de secuencia principal En realidad, las estrellas mantienen el equilibrio hidrostático, no el equilibrio termodinámico, como se ilustra en la figura 3.22. El primero se refiere a la integridad estructural de una estrella normal, notando de nuevo su delicado equilibrio en el tira y afloja entre la gravedad que entra y el calor que empuja. Técnicamente, no es el calor lo que empuja tanto como la presión del gas, el calor es una forma de energía, mientras que la presión, el producto de la temperatura y la densidad, es más parecido a una fuerza. El equilibrio hidrostático & # 8212 como en un & # 8220 fluido compresible & # 8221, que es la forma en que se modelan las estrellas & # 8212, tiende a estabilizar una estrella en cada punto dentro de la estrella, para evitar que colapse o explote, en cualquier caso catastróficamente. Por el contrario, el equilibrio termodinámico ocurre cuando las temperaturas son uniformes en todas partes, un estado que definitivamente no logra ninguna estrella. De hecho, las estrellas tienen un gradiente de temperatura claro y obvio, desde sus núcleos ardientes hasta sus superficies más frías (pero aún calientes). Es más, esos gradientes crecen a medida que las estrellas envejecen, alejándolas del equilibrio térmico. Es esta variación de temperatura la que establece condiciones decididamente de no equilibrio, termodinámicamente, en todas las estrellas.

FIGURA 3.22 & # 8212 Una estrella que arde constantemente en la secuencia principal tiene su atracción hacia adentro de la gravedad contrarrestada por la presión hacia afuera de sus gases calientes. Esto es cierto en cualquier punto dentro de la estrella, garantizando su estabilidad. (Prentice Hall)

Tenga en cuenta también, para hacer otra aclaración, que incluso en equilibrio hidrostático, una estrella como el Sol continúa cambiando su luminosidad, es decir, su tasa de flujo de energía, muy ligeramente durante el transcurso de su vida. Específicamente, para el caso Sun & # 8217s, eso equivale a un aumento en el brillo de

1% cada 100 millones de años. Aunque eso parece diminuto, extrapolar unos 3-4 mil millones de años significa que el Sol temprano probablemente

1 /3 menos luminosa de lo que es hoy & # 8212 y eso podría plantear un problema para comprender el origen y el mantenimiento de la vida temprana si el planeta Tierra estuviera en ese momento demasiado frío para que el agua se licuara. Volveremos a discutir esta & # 8220 paradoja del sol tenue & # 8221 más adelante en la séptima ÉPOCA CULTURAL.

Entonces, las estrellas, en su estado normal y equilibrado, continúan produciendo energía indefinidamente, a la espera de algún cambio drástico. La gran lucha entre el calor y la gravedad permanece bajo control, por lo general durante miles de millones de años. Sin embargo, eventualmente ocurre algo drástico: todas las estrellas eventualmente agotan su combustible.

Las simulaciones por computadora son nuevamente nuestra guía principal para los cambios específicos experimentados por cualquier estrella cercana a la muerte. Al identificar numerosos factores físicos y químicos y ajustar sus valores repetidamente, los teóricos han construido modelos para describir la amplia variedad de estrellas que se ven en el Universo real. Vamos a detallar primero la caída mortal de una estrella como nuestro Sol, después de lo cual podemos extrapolar a todas las estrellas, grandes y pequeñas. Sin embargo, tenga en cuenta que todos estos eventos fatales ocurren dentro del último 1% de la vida de una estrella.

Agotamiento de hidrógeno A medida que el Sol envejece, su hidrógeno se agota constantemente, al menos dentro de un pequeño núcleo central que tiene un pequeño porcentaje del tamaño transversal completo de la estrella. Después de casi 10 mil millones de años de combustión lenta y constante, quedará poco hidrógeno dentro de la zona de fusión más interna. La estrella literalmente se queda sin gas. Al igual que un automóvil que circula por una carretera a una velocidad constante durante muchas horas sin preocuparse en el mundo, su motor comienza a toser y chisporrotear cuando el indicador de gasolina se acerca a vacío. Sin embargo, a diferencia de los automóviles, las estrellas no son fáciles de repostar.

El agotamiento generalizado del hidrógeno en el núcleo estelar hace que cesen las reacciones nucleares allí. La combustión de hidrógeno continúa sin cesar en las capas intermedias de la estrella, por encima de su núcleo, aunque muy por debajo de su superficie. Pero el propio núcleo normalmente proporciona la mayor parte del soporte en cualquier estrella, actuando como base y garantizando su estabilidad. Por el contrario, la falta de combustión del núcleo asegura la inestabilidad porque, aunque la presión del gas hacia afuera se debilita en el núcleo de enfriamiento, la atracción hacia adentro de la gravedad seguramente no lo hace. La gravedad nunca lo deja y es implacable. Una vez que el empuje hacia afuera contra la gravedad se relaja, incluso un poco, los cambios estructurales en la estrella se vuelven inevitables.

La generación de más calor podría devolver a la estrella envejecida al equilibrio hidrostático. Si, por ejemplo, el helio en el núcleo comenzara a fusionarse en algún elemento más pesado como el carbono, entonces todo estaría bien una vez más, ya que la energía se volvería a crear como un subproducto para ayudar a restablecer la presión del gas hacia afuera. Pero el helio no se puede quemar & # 8212 todavía no, de todos modos. A pesar de la temperatura fenomenal de millones de kelvin, el núcleo está demasiado & # 8220 & # 8221 frío & # 8221 para que el helio se fusione en elementos más pesados.

Recuerde que se necesita una temperatura de al menos 10 7 K para iniciar el ciclo de fusión de hidrógeno y helio. Eso es lo que se necesita para que dos núcleos de hidrógeno en colisión (protones) alcancen la velocidad suficiente para chocar violentamente entre sí y, por lo tanto, abrumar la fuerza electromagnética repulsiva entre dos cargas similares. De lo contrario, los núcleos no pueden penetrar el dominio de la fuerza de unión nuclear y el proceso de fusión simplemente no funciona. Sin embargo, incluso 10 7 K es insuficiente para la fusión del helio, ya que cada núcleo de helio (2 protones + 2 neutrones) tiene una carga neta dos veces mayor que la del núcleo de hidrógeno, lo que hace que la fuerza electromagnética repulsiva sea mayor. Para asegurar una fusión exitosa por medio de una violenta colisión entre núcleos de helio, se necesitan temperaturas aún más altas. ¿Qué tan alto? Alrededor de cien millones de kelvin & # 821210 8 K.

Al carecer de ese grado de calor, la estrella y el núcleo de helio de la estrella no permanece inactiva por mucho tiempo. Su combustible de hidrógeno gastado, el núcleo comienza a contraerse. No tiene que haber suficiente presión para contener la gravedad. Sin embargo, esta misma contracción permite que la densidad del gas aumente, creando así más calor a medida que las colisiones de partículas de gas se vuelven cada vez más frecuentes. Una vez más, es la gravedad, disfrazada de energía potencial gravitacional que se convierte en energía térmica por fricción, la que impulsa este proceso y, de hecho, aumenta la temperatura.

El núcleo cada vez más caliente continúa agitando las capas superpuestas de este horno estelar. Es muy parecido a un termostato doméstico que requiere más calor en nuestros hogares, manteniendo así la temperatura del aire cómodamente estable. En una estrella envejecida, la naturaleza busca más energía para restablecer los eventos, y cuando la estrella genera suficiente, la retroalimentación negativa termina la contracción, al menos por un tiempo. (& # 8220Feedback & # 8221 porque, como en un sistema de calefacción central, un cambio en el efecto se retroalimenta para modificar su causa, y & # 8220negativo & # 8221 porque el circuito de retroalimentación que controla el proceso asegura que el efecto no aumente o disminuir sin límite.) Pero primero, temperaturas más altas & # 8212 en esta etapa, bueno & gt10 7 K & # 8212 hacen que los núcleos de hidrógeno en las capas intermedias de la estrella & # 8217 se fusionen aún más furiosamente que en el núcleo antes. Mientras tanto, la ceniza de helio continúa acumulándose alrededor del núcleo. La figura 3.23 muestra esta condición bastante peculiar en la que el hidrógeno se quema a una velocidad fantástica alrededor de la ceniza de helio que no se quema.

FIGURA 3.23 & # 8212 A medida que el núcleo de una estrella se va agotando progresivamente de hidrógeno, las reacciones de fusión de hidrógeno continúan ardiendo en sus capas intermedias, muy por encima de la ceniza de helio que no se quema. (Prentice Hall)

La estrella envejecida está ahora realmente en una situación difícil. Sus días están contados. El núcleo está desequilibrado y encogido, en camino de generar suficiente calor para la fusión del helio. Las capas intermedias también están luchando para mantener cierta apariencia de equilibrio, fusionando hidrógeno en helio a velocidades más rápidas de lo normal. Por desgracia, la presión del gas ejercida por esta combustión mejorada de hidrógeno se acumula, lo que obliga a las capas más externas de la estrella a expandirse, ni siquiera la gravedad puede detenerlas. Entonces, aunque el núcleo se está encogiendo, ¡las capas superpuestas se están expandiendo! Claramente, la estabilidad estructural de la estrella está completamente arruinada.

Consecuencias de la observación Son interesantes dos aspectos observables de una estrella tan perversa. Para un espectador lejano, este objeto celeste parecería gigantesco, casi 100 veces más grande de lo habitual. La radiación capturada también implicaría que la superficie de la estrella y # 8217 estaba un poco más fría (

1000 K) de lo normal. Esto no quiere decir que el acto de hincharse y enfriarse de una estrella envejecida pueda observarse directamente durante cualquier vida humana. La transición de una estrella normal de masa solar a un gigante anciano todavía requiere

Estos cambios a gran escala en la disposición de una estrella envejecida de 1 masa solar se pueden rastrear en el diagrama HR. La figura 3.24 muestra la ruta resultante alejándose de la secuencia principal. Como se ilustra, la luminosidad de esta estrella gigante & # 8212 de nuevo, R 2 T 4 & # 8212 se convierte en

100 veces el brillo actual de nuestro Sol.

FIGURA 3.24 & # 8212 A medida que el núcleo de la ceniza de helio se contrae y las capas estelares intermedias se expanden, la estrella abandona la secuencia principal. Etiquetada como etapa 8, está en camino de convertirse en una estrella gigante roja. (Lola Chaisson)

El segundo cambio & # 8212superficie de enfriamiento & # 8212 es un resultado directo del primer cambio & # 8212 aumento de tamaño. A medida que la estrella se expande, la suma total de su calor se esparce por un volumen estelar mucho mayor. Por lo tanto, la radiación visible emitida por una superficie tan fría, pero aún caliente, cambia de color. Como una pieza de metal al rojo vivo que se vuelve roja mientras se enfría, toda la estrella extendida muestra un tinte rojizo. Con el transcurso del tiempo, nuevamente larga para los humanos aunque corta para los estándares estelares, una estrella de tamaño normal y color amarillo cambia lentamente a una de tamaño gigante y color rojo. La estrella normal brillante se ha convertido en una estrella gigante roja tenue.

La figura 3.25 compara los tamaños relativos de nuestro Sol y una estrella gigante roja. La típica estrella gigante es enorme, habiéndose hinchado hasta

100 veces su tamaño de secuencia principal. Por el contrario, el núcleo de helio es sorprendentemente pequeño, probablemente

1000 veces más pequeño que toda la estrella. Esto hace que el núcleo sea solo unas pocas veces más grande que la Tierra.

La densidad en el núcleo ahora es enorme. La continua contracción del núcleo de la gigante roja ha compactado su gas helio a

10 5 g / cm 3. Este valor puede contrastarse con

10-6 g / cm 3 en las capas más externas de la estrella gigante roja, con

5 g / cm 3 de densidad media de la Tierra, o con

150 g / cm 3 en el núcleo del Sol actual. Debido a este estado de helio muy comprimido,

El 25% de la masa de toda la estrella está empaquetada en su pequeño núcleo.

Para recapitular estos eventos trascendentales y darles algo de relevancia local, una vez que el Sol agota su suministro de combustible de hidrógeno en su núcleo, seguramente se establecerá la inestabilidad. Su núcleo se encogerá a medida que se hinchen sus capas superpuestas, mientras se dispara el equilibrio. Como tal, el Sol está destinado a convertirse en una esfera hinchada cientos de veces su tamaño normal, tal vez lo suficientemente grande como para engullir muchos de los planetas, incluidos Mercurio y Venus, y tal vez incluso la Tierra y Marte también.

Los seres humanos no necesitan entrar en pánico, al menos todavía no. Siempre que la teoría de la evolución estelar sea razonablemente correcta como se describe aquí, podemos estar seguros de que nuestro Sol no se hinchará a esta etapa de gigante roja hasta dentro de otros 5 mil millones de años. Si la vida puede seguir siendo viable en la Tierra durante tanto tiempo es discutible, hay dos argumentos en competencia: primero, debido a la paradoja del Sol débil señalada unas páginas antes, parece probable que el Sol futuro aumente su luminosidad en

10% en & # 8220mere & # 8221 mil millones de años, posiblemente haciendo que nuestro planeta sea inadecuado para la vida mucho antes de que expire el Sol. El planeta Tierra eventualmente se volverá bastante húmedo independientemente de la contaminación global causada por la humanidad. En segundo lugar, contrarrestar que el calentamiento a largo plazo es un pronóstico de enfriamiento natural por la migración hacia el exterior esperada de los planetas y las órbitas # 8217 a medida que el Sol pierde masa y disminuye su agarre gravitacional. Difícil de creer, el Sol está derramando su propia materia (en un & # 8220 viento solar & # 8221) a la prodigiosa tasa de alrededor de un millón de toneladas. cada segundo, sin embargo, incluso en mil millones de años habrá perdido & lt0.1% de su masa total, lo que podría no ser suficiente para que los planetas se alejen mucho. Si la tendencia de enfriamiento resultante causada por los planetas en retroceso puede compensar la tendencia de calentamiento causada por el aumento de la luz solar es un problema sin resolver, un enigma astronómico poco común con implicaciones terrestres de vida o muerte. Cualquiera que sea, los días de vida en la Tierra seguramente están contados, sus océanos están destinados a evaporarse y su atmósfera a disiparse, nuestro planeta finalmente se asemeja a un Mercurio con incrustaciones de cerámica. No se preocupe, tal infierno en la Tierra no comenzará hasta dentro de casi otro billón de días.

Las estrellas gigantes rojas no son la ficción de la mente de un teórico. Realmente existen, esparcidos en numerosos lugares a través del cielo. Incluso a simple vista puede percibir el más famoso de todos los gigantes rojos: la brillante estrella Betelgeuse, ese miembro hinchado, anciano y claramente rojizo de la constelación de Orión, un faro prominente en el hemisferio norte y el cielo invernal. Esta estrella es tan luminosa que se puede ver incluso a través del smog y la contaminación lumínica de nuestras ciudades más grandes. ¡Buscar!

Fusión de helio Si el desequilibrio inherente de una estrella gigante roja se mantiene inalterado, el núcleo eventualmente implosionaría, mientras que el resto de la estrella se desplaza hacia el espacio. Varias fuerzas y presiones que actúan dentro de una estrella tan decrépita literalmente, aunque lentamente, la destrozarían. Afortunadamente para el veterano estelar, esta tortuosa expansión de contracción no continúa indefinidamente. Dentro de los 100 millones de años después de que la estrella comience a entrar en pánico por falta de combustible de hidrógeno, sucede algo más: el helio se enciende en la combustión termonuclear. En consecuencia, el termostato natural de la estrella corta el flujo de calor adicional cuando el núcleo se estabiliza una vez más. Aunque esto parece una nueva oportunidad de vida, equivale solo a un breve respiro.

En el interior de una estrella gigante roja, la densidad aumenta a medida que aumenta la presión interior. Una vez que la materia en el núcleo de la estrella & # 8217s se vuelve

1000 veces más denso que el de una estrella normal (es decir.,

10 5 g / cm 3), las colisiones entre las partículas de gas son lo suficientemente violentas y frecuentes como para generar suficiente calor, a través de la fricción, para alcanzar la temperatura de 10 8 K necesaria para la fusión del helio. De ahora en adelante, los núcleos de helio chocan, desencadenan los incendios centrales una vez más y comienzan a transformarse en carbono. A partir de entonces, durante unas pocas horas, el helio arde ferozmente, como una bomba descontrolada. Este inicio de la quema de helio es un evento tan repentino y rápido en la historia de una estrella que los astrónomos le dan un nombre especial & # 8212 & # 8220 helio flash. & # 8221 Es notable que la estrella no explote.

A pesar de su brevedad, estos sucesos nucleares renovados liberan una enorme avalancha de nueva energía. La energía es lo suficientemente potente como para etherealizar un poco la materia del núcleo, reduciendo así su densidad y aliviando algo de la presión reprimida entre los núcleos cargados. Este pequeño ajuste expansivo del núcleo detiene la contracción gravitacional de la estrella, restableciendo una especie de equilibrio & # 8212 en este caso, un equilibrio que ocurre a nivel cuántico entre los electrones densamente empaquetados cuyas diminutas esferas puntuales se tocan esencialmente entre sí, por lo tanto sosteniendo físicamente la estrella envejecida contra la gravedad.

Para hacer otro comentario técnico aclaratorio, tenga en cuenta que, en realidad, la reacción nuclear que convierte el helio en carbono ocurre en dos pasos conocidos como el & # 8220 proceso alfa triple & # 8221 Primero, dos núcleos de helio (que también se denominan alfa partículas) se combinan para formar berilio, que es un núcleo muy inestable que normalmente se volvería a descomponer (en menos de un microsegundo) en dos núcleos de helio, lo que provoca que el proceso se atasque en un ciclo sin fin que no produce nada más pesado que el helio. Sin embargo (y este es el segundo paso), las enormes densidades en la ceniza de helio garantizan que un tercer núcleo de helio a veces choca con el berilio recién creado antes de que tenga la posibilidad de descomponerse. Esto no es un milagro, o algún tipo de & # 8220principio antrópico & # 8221, que implica que un ser sobrenatural lo diseñó de esa manera para permitir elementos pesados ​​y, por lo tanto, vida. Por el contrario, dadas las densidades muy altas en un núcleo de gigante roja, la escala de tiempo para la colisión y luego la fusión entre tres núcleos de helio (de ahí el nombre, "triple") es naturalmente más corta que para la fusión y descomposición del berilio. El resultado es el carbono, el núcleo de un elemento de vital importancia en la última ÉPOCA QUÍMICA de nuestra historia cósmica-evolutiva.

Una vez que el helio --& gt comienzan las reacciones de fusión de carbono, estabilizando así el núcleo, el hidrógeno --& gt Las reacciones de fusión de helio que se agitan en las capas superiores disminuyen (pero no se detienen). Los cálculos teóricos implican que la estrella expande sus capas externas un poco demasiado rápido, sobrepasando la distancia a la que restablece un equilibrio estructural relajado. Entonces, toda la estrella puede encogerse un poco, perdiendo algo de su apariencia hinchada. Esta ligera contracción de las capas externas hace que la luminosidad disminuya y la temperatura de la superficie aumente, invirtiendo el camino evolutivo de la estrella una vez más, como se muestra en la Figura 3.26. Como todos los demás cambios evolutivos en las fases tempranas o tardías de una estrella, este ligero ajuste de tamaño en la "rama horizontal" se realiza rápidamente & # 8212 al menos según los estándares cósmicos & # 8212 a saber, en

FIGURA 3.26 & # 8212 Después de un gran aumento de luminosidad, una estrella gigante roja finalmente se establece en otro estado de equilibrio en la etapa 10, en la denominada rama horizontal. (Lola Chaisson)

Aunque las escalas de tiempo para el cambio estelar marcado se consideran rápidas para el nacimiento de una estrella en gas y polvo, así como su empuje hacia un destino final, todas estas duraciones transitorias son todavía largas en comparación con la esperanza de vida humana. Los observadores tienen pocas esperanzas de ver a una estrella determinada moverse a través de todos, o incluso algunos, de los ritmos evolutivos en curso en la ÉPOCA ESTELAR. En cambio, al igual que antes, los astrónomos buscan en la Galaxia evidencia de diversos objetos cósmicos en diferentes etapas de sus ciclos evolutivos, tratando de colocarlos como piezas de rompecabezas en una imagen autoconsistente. O, para usar otra metáfora, como los conductistas sociales encargados de la tarea de desentrañar la dinámica de la población de los animales, los astrónomos están descubriendo que cuanto más se adentran en las guaridas galácticas, más instructiva se vuelve la colección de habitantes estelares. Al final, siempre confiamos en modelos matemáticos para hacer coincidir (y ajustar) la teoría de la evolución estelar con las observaciones de las muchas etapas variadas en el nacimiento y muerte de las estrellas.

La Tabla 3-2 resume un cálculo de computadora realizado para un objeto de 1 masa solar. Es una continuación de la compilación anterior enumerada en la Tabla 3-1, excepto que las unidades de densidad se han cambiado de partículas / cm 3 a g / cm 3, para reflejar las densidades crecientes (hay alrededor de 10 24 partículas atómicas en 1 gramo de importar). La tabla anterior terminó con la etapa 7, un objeto de secuencia principal que fusiona hidrógeno en helio en el transcurso de

10 mil millones de años. La nueva tabla aquí comienza con la etapa 8, el camino evolutivo que se aleja de la secuencia principal. La etapa 9 describe una estrella gigante roja establecida que fusiona helio en carbono en su núcleo.

En cuanto a las cantidades físicas enumeradas en la Tabla 3-1, las que describen cada una de las etapas de la Tabla 3-2 no se pueden especificar con alta precisión. La temperatura, densidad, tamaño y luminosidad, así como el camino evolutivo preciso, no se comprenden completamente en este momento. Cada una de estas cantidades depende de las condiciones iniciales utilizadas para la masa y composición de una estrella, así como de la velocidad de combustión nuclear en su interior.

Neutrinos solares Esta dependencia del modelado por computadora es exactamente lo que hizo que los resultados de un importante experimento fueran tan inquietantes hasta hace poco. El único experimento que se relaciona directamente con los eventos físicos dentro de las estrellas no concuerda bien con las predicciones para una estrella como nuestro Sol. Durante décadas, los científicos estuvieron desconcertados por la cantidad de partículas elementales de neutrinos que se encuentran en la radiación solar que llega a la Tierra. Derivado de una palabra italiana que significa & # 8220 un poco neutro & # 8221, se sabe que los neutrinos en la Tierra son virtualmente sin masa y sin carga, y viajan a (o muy cerca) de la velocidad de la luz. Al interactuar con casi nada, los neutrinos son partículas parecidas a fantasmas dotadas de la capacidad de pasar libremente a través de varios años luz de plomo. Por lo tanto, deberían poder escapar sin vacilar del núcleo solar, donde se crean en grandes cantidades como subproductos de reacciones nucleares. La radiación ordinaria se dispersa (o & # 8220 caminatas aleatorias & # 8221) en el interior solar durante aproximadamente un millón de años antes de ser emitida desde la superficie del Sol al espacio, pero los neutrinos deberían perforar la superficie solar en 2 segundos y llegar a la Tierra en tan solo 2 segundos. 8 minutos después de haber sido elaborado en el núcleo. Por lo tanto, comprenden la única prueba directa de los eventos nucleares responsables de alimentar al Sol.

Los neutrinos solares penetran despreocupadamente en la Tierra todo el tiempo. Unos 5 millones de neutrinos salpican cada cm 2 de nuestro cuerpo por segundo, aunque no somos conscientes de ellos ni nos perjudican. Sin embargo, a pesar de su elusividad, los efectos de los neutrinos se pueden estudiar con instrumentos cuidadosamente construidos hechos de materiales raros. Uno de esos materiales es una sustancia química con el nombre retorcido de tetracloroetileno. Tan tóxico como suena, C2Cl4 es un fluido seguro que se utiliza a menudo en la industria de la limpieza en seco. Así que en la década de 1970 se construyó un & # 8220 telescopio de neutrinos & # 8221 en el fondo de una mina de oro de Dakota del Sur llenando un gran tanque con 400.000 litros (

100,000 galones) de estas cosas. De esa manera, algunos de los neutrinos solares que llegan a la Tierra pueden contarse y analizarse, aunque en realidad solo se detecta 1 por cada 10 15 de ellos que fluyen a través del tanque. La ubicación subterránea de este laboratorio y su telescopio único es esencial para proteger el experimento de la interferencia debida a los rayos cósmicos y otras partículas elementales provenientes de fuentes no solares como las supernovas antiguas. Aunque el equipo parece haber funcionado correctamente durante décadas, la tasa de detección de neutrinos a menudo ha sido consistentemente menor de lo que la teoría predice que se ven aproximadamente dos veces por semana, en lugar de una vez al día, aproximadamente una discrepancia de tres veces.

Los astrofísicos han luchado con estos desconcertantes resultados durante muchos años. Tanto los teóricos como los experimentalistas son reacios a culpar de la falta de abundancia de neutrinos solares a errores conceptuales en la teoría de la evolución estelar. Nadie quiere descartar lo que parece ser una buena comprensión de la fusión solar, todos los demás aspectos concuerdan tan bien con las observaciones. Algunos investigadores (en su mayoría teóricos) sospechan que el equipo experimental tal vez no estaba bien afinado y, en cualquier caso, un factor de

3 no suele ser un gran problema en astronomía. Otros (en su mayoría experimentadores) desconfían de los modelos informáticos. Si el núcleo del Sol fuera solo un 10% más frío de lo que sostiene la teoría, el número previsto de neutrinos solares sería menor. Otros más argumentan que aún no sabemos lo suficiente acerca de la extraña partícula de neutrinos en sí, las propiedades físicas de los neutrinos podrían convertirlos en los culpables, especialmente si resultan tener incluso cantidades mínimas de masa.

Más recientemente, en la primera década del siglo XXI, esta discrepancia de factor de tres parece haberse resuelto durante experimentos en nuevos laboratorios subterráneos ubicados en Japón y Canadá, este último utilizando una esfera de 1000 toneladas de agua ultrapura suspendida más de un kilómetro debajo de la superficie y rodeado por 10,000 sensores de neutrinos. Los nuevos resultados indican que los neutrinos tienen cantidades diminutas de masa, aproximadamente una millonésima parte (10 -6) de la masa de un electrón, que en sí mismo es casi 2000 veces más ligero que un protón. Sin embargo, incluso esta masa ultrapequeña es suficiente para hacer que los neutrinos aparentemente esquizofrénicos cambien sus propiedades, incluso para transformarlos en otras partículas, durante su viaje de 8 minutos desde el Sol a la Tierra. Y eso es lo que la mayoría de los astrónomos piensan que está sucediendo: es probable que los neutrinos se produzcan en el Sol al ritmo predicho por la teoría, pero algunos de ellos se transforman en otra cosa y probablemente se transforman en otros tipos de neutrinos mientras se dirigen a la Tierra. Los experimentos originales fueron insensibles a estos cambios, pero los experimentos más nuevos están detectando evidencia de ellos. Lo que está en juego ahora es la necesidad de arreglar el modelo estándar de la física de partículas, en el que se espera que los neutrinos tengan una masa precisamente cero, o que comiencen una búsqueda completamente nueva para resolver otra posible contradicción entre la teoría cuántica y la experimentación delicada.

Suponiendo que estos últimos resultados sean correctos, es decir, que los neutrinos tienen tanto masa intrínseca como propiedades mutables, nos preguntamos una vez más si los neutrinos podrían ser la solución al escurridizo dilema de la materia oscura. Dada la enorme cantidad de neutrinos que probablemente inunden nuestra galaxia, tanto los restos de las interacciones de las partículas en el Universo temprano como los nuevos creados en todas las estrellas de la Vía Láctea, todavía parece dudoso. Aunque los neutrinos son seguramente parte de la mezcla cósmica, su acumulación total probablemente asciende a & lt1% de la masa total de la galaxia.

En cualquier caso, pocos investigadores consideran la sorprendente solución al problema de los neutrinos solares como una amenaza para nuestra comprensión de la forma en que brillan las estrellas. Este dilema de neutrinos de décadas ahora parece haber sido más un problema con la física de la partícula que con la astronomía del Sol. Al verificar y volver a verificar tanto la teoría como el experimento, mientras se continúa abordando el problema con la razón y el escepticismo, que es exactamente la forma en que avanza la ciencia, lo que una vez se asomó como un grave malentendido de la fusión estelar aparentemente ahora se ha resuelto.

Problemas persistentes Las incertidumbres limitan nuestra comprensión de cada época de la evolución cósmica. Aquí, en la ÉPOCA ESTELAR, como en cualquier otro lugar, parece que somos capaces de identificar las líneas generales de muchos eventos posibles, pero los detalles finos no están siempre a mano. ¿Qué causa la llamarada en nuestro Sol, resultando en enormes prominencias de materia y radiación que escapan de nuestra estrella e impactan nuestro planeta? Cómo hace el

¿Funciona el ciclo solar de 11 años, apagando y encendiendo las manchas solares superficiales a intervalos de casi una década? ¿Podemos explicar satisfactoriamente la corona de un millón de grados, o atmósfera exterior del Sol, cuando su superficie es de solo 6000 K? ¿Cuál es el papel de los campos magnéticos en el origen, mantenimiento y desaparición de todas las estrellas?

Incluso la estrella más brillante del cielo nocturno parece un poco desconcertante, al menos en lo que respecta al registro histórico. Sirio A, a solo 9 años luz de distancia, parece dos veces más luminosa que cualquier otra estrella visible (excluyendo el Sol) y ha sido observado de manera prominente por muchas civilizaciones antiguas. Los textos cuneiformes de los babilonios se refieren a esta estrella desde el año 1000 a. C., y los historiadores saben que la estrella influyó fuertemente en la agricultura y la religión de los egipcios de aproximadamente el 3000 a. C. Entonces, dado el extenso registro de observaciones de Sirio, aquí está un objeto para el cual podríamos tener la oportunidad de estudiar cambios evolutivos leves, a pesar de las largas escalas de tiempo que generalmente se necesitan para producir tales cambios. Sin embargo, aquí radica el rompecabezas.

Sirio A parece haber cambiado su apariencia a lo largo de las edades, los registros históricos escritos lo implican claramente. Pero las observaciones a simple vista de los antiguos son confusas. Toda la información sobre Sirio registrada entre los años 100 a.C. y el 200 d.C. afirma que esta estrella era roja. En contraste, las observaciones modernas ahora muestran que es blanco o blanco azulado, pero definitivamente no rojo. De acuerdo con la teoría de la evolución estelar, ninguna estrella debería poder cambiar su color de rojo a azul-blanco tan dramáticamente en tan poco tiempo e incluso durante miles de años. Cualquier cambio de este tipo debería llevar al menos

100.000 años y, en cualquier caso, lo más probable es que cambie de azul a rojo.

Los astrónomos han ofrecido muchas explicaciones para el cambio bastante repentino en Sirio A. Estas incluyen la posibilidad de que algunos observadores antiguos se equivocaran y otros escribas las copiaron. O tal vez una nube de polvo galáctico pasó entre Sirio y la Tierra.

Hace 2000 años, enrojeciendo la estrella tanto como lo hace la atmósfera polvorienta de la Tierra con nuestro Sol al anochecer. O tal vez un compañero de Sirio A, a saber, Sirio B, era una estrella gigante roja y dominante de este sistema de estrellas dobles hace 2000 años y desde entonces ha expulsado su envoltura exterior para revelar la estrella pequeña (enana blanca) que ahora observamos como Sirius B.

Sin embargo, ninguna de estas explicaciones parece plausible. ¿Cómo se pudo registrar incorrectamente el color del cielo y la estrella más brillante durante cientos de años? ¿Dónde está ahora la nube galáctica intermedia? ¿Dónde está el caparazón del ex gigante rojo? Nos queda la inquietante sensación de que la estrella más brillante de la noche no parece encajar bien en el escenario actualmente aceptado de evolución estelar.

Como si eso no fuera suficiente, nuestra decidida baliza de navegación, Polaris the North Star, también es un enigma. A pesar de la línea clásica de Shakespeare para Julius Ceasar, "pero soy constante como la estrella del norte", la luz de Polaris no es tan constante, pero el cielo está repleto de estrellas variables, por lo que tal vez esté bien. Por desgracia, el alcance de su variabilidad también está cambiando y también rápidamente, y eso es realmente desconcertante. Los astrónomos griegos de hace 2000 años afirmaron que el brillo promedio de Polaris era 3 veces más tenue que ahora, una tasa de cambio, si es real, mucho mayor que la predicha por los modelos actuales de evolución estelar. El hecho de que no todos los cabos sueltos estén todavía atados no está destinado a implicar grandes grietas en nuestra comprensión de las estrellas, sino que queda mucho trabajo por hacer con respecto a esos pequeños detalles delicados que a menudo sirven para afinar esa comprensión.

Dejando a un lado estos problemas sutiles pero molestos, la evolución estelar se considera una de las grandes historias de éxito de la astrofísica moderna. La teoría y la observación han avanzado de la mano durante las últimas décadas, refinando nuestro conocimiento de las estrellas a medida que avanzan desde la cuna hasta la tumba. Hoy en día, el tema de la evolución estelar es una piedra angular de la narrativa cósmica-evolutiva, una parte clave de esa visión más amplia de la imagen más grande que hemos llegado a conocer bastante bien.

Núcleo de carbono Las reacciones nucleares en el núcleo de helio de una vieja estrella continúan, pero no por mucho tiempo. El helio que exista en el núcleo se consume rápidamente. El helio -& gt ciclo de fusión del carbono, como el hidrógeno -& gt El ciclo del helio antes de él, funciona a una velocidad proporcional a la temperatura, cuanto mayor es el calor del núcleo, más rápido proceden las reacciones. Bajo estas temperaturas muy altas, el combustible de helio simplemente no & # 8217t dura mucho & # 8212 probablemente menos de unos pocos millones de años después de su & # 8220destello & # 8221 inicial.

La acumulación de cenizas de carbono en el núcleo interno provoca una serie de eventos físicos similares a los del núcleo de helio anterior. El helio se agota primero en el centro de la estrella, después de lo cual cesa la fusión, siendo la temperatura demasiado baja para la detonación del carbono. El núcleo de carbono luego se encoge y se calienta un poco, mientras el termostato Nature & # 8217s se activa nuevamente mientras busca más energía de la caída gravitacional renovada. Esto, a su vez, hace que los ciclos de combustión de hidrógeno y helio aumenten en las capas medias de la estrella. Una estrella tan envejecida comienza a parecerse a una cebolla enorme, con diferentes capas de elementos progresivamente más pesados ​​hacia su centro. Todo este calentamiento adicional hace que su envoltura exterior finalmente se expanda, como lo hizo antes, haciendo que la estrella vuelva a ser una gigante roja hinchada. Las figuras 3.27 y 3.28 representan el interior de la estrella y el camino evolutivo seguido durante estos últimos eventos.

FIGURA 3.27 & # 8212 Unos pocos millones de años después del inicio de la combustión del helio, las cenizas de carbón se acumulan en el núcleo interno de una estrella, por encima del cual aún arden hidrógeno y helio. (Prentice Hall)

FIGURA 3.28 & # 8212 Una estrella con núcleo de carbono eventualmente regresa hacia luminosidades más altas & # 8212 técnicamente a lo largo de una "rama gigante asintótica" & # 8212 por la misma razón por la que evolucionó allí en primer lugar: falta de fusión nuclear en el núcleo, causando la contracción de el núcleo y la expansión de las capas superpuestas. (Lola Chaisson)

Siempre que la temperatura del núcleo sea lo suficientemente alta para la fusión de dos núcleos de carbono, o más probablemente una unión de núcleos de carbono y helio, se pueden sintetizar incluso productos más pesados. La energía recién generada sostiene a la estrella en cada etapa de la cadena nuclear, devolviendo la estrella a su equilibrio hidrostático acostumbrado. Una vez más, esto no es un equilibrio termodinámico, ya que estas viejas estrellas decrépitas desarrollan empinados gradientes térmicos y elementales desde el núcleo hasta la superficie. Por esta razón, estas estrellas envejecidas son decididamente más complejas que sus contrapartes más jóvenes. Irónicamente, a medida que avanza el proceso de fusión, las estrellas viejas continúan haciéndose más brillantes, mientras mueren.

Este ciclo de contracción-calentamiento-fusión es generalmente la forma en que muchos de los elementos pesados ​​se forman dentro de los últimos jadeos de los núcleos estelares. Todos los elementos más pesados ​​que el carbono se crean dentro del 1% final de algunas estrellas y vidas # 8217. Nuestro Sol, sin embargo, no es uno de ellos, es demasiado pequeño.

Pérdida masiva Se sabe que las estrellas de todos los tipos espectrales están activas y tienen vientos estelares, al igual que el Sol activo muestra más evidentemente cada

11 años durante sus períodos de aumento de manchas solares, llamaradas y prominencias. Considere las estrellas azules, calientes y muy luminosas (tipos O y B) que tienen, con mucho, los vientos más fuertes. Las observaciones de sus espectros ultravioleta con telescopios en cohetes y satélites han demostrado que sus velocidades de viento (¡o vendavales!) A menudo alcanzan los 3000 km / s (o varios millones de mph). Las tasas de pérdida de masa correspondientes se acercan y, a veces, superan las 10-5 masas solares por año, esto es equivalente a una masa solar completa (aunque generalmente solo alrededor de una décima parte de la masa total en estas estrellas más grandes) que se lleva al espacio en un período relativamente corto. lapso de 100.000 años.

Observaciones realizadas por el Explorador ultravioleta internacional El satélite que operaba en órbita terrestre durante la década de 1980 demostró que para producir vientos tan fuertes, la presión de los gases calientes de la corona (que impulsan el viento solar) no es suficiente. En cambio, los vientos de las estrellas luminosas calientes deben ser impulsados ​​directamente por la presión de la radiación ultravioleta emitida por estas estrellas. Se ha teorizado el mismo mecanismo para expulsar gas de los núcleos de algunas galaxias particularmente activas, un tema que se abordó brevemente en la ÉPOCA GALÁCTICA anterior.

Estos poderosos vientos estelares ahuecan vastas cavidades en el medio interestelar, empujando hacia afuera capas de materia galáctica en expansión parecidas a las generadas por las estrellas que explotan, como se discute tanto al final de la ÉPOCA GALÁCTICA como en la siguiente sección de esta ÉPOCA ESTELAR. Aparte del hecho bien conocido de que abundantes cantidades de radiación ultravioleta están disponibles de estrellas luminosas calientes para impulsar tales vientos estelares, los detalles del proceso no se comprenden bien. Sea lo que sea lo que esté sucediendo, seguramente será complicado, ya que los espectros ultravioleta de las estrellas tienden a variar con el tiempo, lo que implica que el viento es inestable. Aparentemente, las inestabilidades estelares de un tipo u otro están en el centro del problema.

Las observaciones realizadas más recientemente con radio e infrarrojos, así como con telescopios ópticos, demuestran que las estrellas frías y luminosas (p.ej., Gigantes de tipo K y M) pierden masa a velocidades comparables a las de las estrellas luminosas calientes, sin embargo, sus velocidades del viento son mucho más bajas, con un promedio de 30 km / s (o "apenas" 70.000 mph). Debido a que las estrellas rojas luminosas son objetos inherentemente fríos (

3000 K de temperatura superficial), no emiten radiación ultravioleta detectable, por lo que el mecanismo que impulsa los vientos probablemente difiera del de las estrellas luminosas calientes. Solo podemos suponer que la turbulencia de gas y / o las fuerzas magnéticas en las atmósferas de estas estrellas son de alguna manera responsables. A diferencia de las estrellas calientes, los vientos de estas estrellas frías son ricos en partículas y moléculas de polvo. Dado que casi todas las estrellas más masivas que el Sol eventualmente evolucionan a gigantes rojas, estos vientos, que brotan de un gran número de estrellas, proporcionan una fuente importante de gas y polvo nuevos en el espacio interestelar. Por lo tanto, los vientos estelares recientemente descubiertos proporcionan un vínculo vital en el ciclo de formación de estrellas y evolución galáctica. Al igual que con las estrellas calientes, los astrónomos no están seguros de qué afectan estos vientos y las pérdidas de masa en la evolución posterior de las propias estrellas.


Kepler observa la onda de choque de la supernova # 039 en luz visible por primera vez

Impresión de un artista de una explosión de supernova. Con la ayuda del telescopio espacial Kepler de la NASA, los astrónomos pudieron observar por primera vez el momento exacto en que la onda de choque de una supernova alcanza la superficie de la estrella progenitora justo antes de que esta última explote. Crédito de la imagen: ESO / M. Kornmesser

Uno de los espectáculos de cielo profundo más impresionantes para los astrónomos aficionados profesionales y experimentados son las explosiones de supernovas. Significando las etapas finales en la vida de las estrellas que son más masivas que el Sol, las supernovas son centrales eléctricas transitorias de tremenda fuerza que son parte integral del ciclo cósmico perpetuo de vida y muerte y el reciclaje de material interestelar que eventualmente da lugar a la próxima generación. de estrellas y sistemas planetarios. A pesar de que los astrónomos han adquirido mucha comprensión sobre los procesos físicos que impulsan estos fuegos artificiales cósmicos en las últimas dos décadas, muchos de los detalles subyacentes han permanecido incompletos hasta la fecha. El telescopio espacial Kepler de la NASA # 8217 agregó recientemente un conocimiento importante a los astrónomos y la imagen de supernovas # 8217, al observar directamente su onda de choque en longitudes de onda visibles por primera vez: el destello brillante que precede inmediatamente a la explosión antes de que la estrella progenitora se rompa por completo. aparte.

Todas las estrellas pasan por sus vidas fusionando hidrógeno en helio en el interior de sus núcleos, un proceso que las mantiene en equilibrio hidrostático, equilibrando la presión hacia adentro de la estrella y la masa misma con la presión hacia afuera de la radiación y la luz que se produce a partir de la fusión nuclear que tiene lugar dentro de su núcleo. Cuando las estrellas agotan sus reservas de hidrógeno durante el final de sus vidas, ya no pueden contrarrestar la fuerza de la gravedad y sus núcleos comienzan a colapsar bajo su propio peso, calentando las capas estelares circundantes y provocando su expansión. En ese punto, las estrellas y la masa inicial # 8217 determina su destino final.

La curva de luz de la supernova KSN 2011d fue observada por Kepler. La ruptura de la onda de choque de la supernova # 8217 es claramente visible justo antes de que la estrella comenzara a explotar. Crédito de la imagen: NASA Ames / W. Stenzel

Para los de masa baja y media hasta aproximadamente ocho masas solares, cuando durante el colapso del núcleo las temperaturas y las presiones son lo suficientemente altas, el núcleo comienza a fusionar el helio en elementos más pesados ​​como el carbono y el oxígeno, lo que lleva a una enorme inflación de la estrella que evoluciona. para convertirse en un gigante rojo. Este tipo de estrellas no son lo suficientemente masivas como para que la fusión continúe más allá de ese punto y la gigante roja finalmente expulsa sus capas externas al espacio, formando una nebulosa planetaria. Las estrellas más masivas, por otro lado, que tienen al menos ocho veces la masa del Sol, fusionan elementos aún más pesados ​​cuando se agota el hidrógeno. El proceso de fusión nuclear de estas estrellas progresa lentamente a través de la tabla periódica de elementos, produciendo núcleos atómicos cada vez más pesados ​​desde el carbono hasta el hierro, que se depositan en el interior de la estrella en capas sucesivas sobre el núcleo en forma de cebolla. , mientras tanto, la estrella se infla y se convierte en una supergigante roja con un radio que suele ser cientos de veces mayor que el del Sol. Cuando la estrella alcanza la etapa de fusión de hierro, ya no puede sostener más reacciones nucleares y comienza su colapso final bajo su propio peso. En cuestión de segundos, las capas estelares en implosión golpean el núcleo a velocidades tremendas que pueden alcanzar más del 20 por ciento de la velocidad de la luz y luego rebotan creando una onda de choque feroz que se propaga hacia afuera de manera explosiva, llevándose consigo las capas de la estrella. lejos del núcleo en lo que esencialmente constituye el comienzo de una explosión de supernova.

Los modelos teóricos habían predicho que en este punto la onda de choque atravesaría el interior de la estrella y alcanzaría la superficie en un lapso de tiempo de menos de una hora, antes de propagarse más hacia el medio interestelar circundante. En el caso exacto en que la onda de choque alcanzara la fotosfera, produciría un repentino destello de luz en múltiples longitudes de onda. Este destello, llamado & # 8220shock breakout & # 8221 sería detectable como un pico característico en el brillo en la curva de luz general de la supernova & # 8217s. Sin embargo, dado que estas ondas de choque viajan a través de la estrella moribunda en tan poco tiempo, detectar su firma fotométrica representó un desafío abrumador para los astrónomos, ya que tendrían que estar mirando el lugar correcto en el momento correcto, justo antes de que ocurriera una supernova. seguir. Para no desanimarse, sus esfuerzos valieron la pena generosamente cuando el telescopio espacial Kepler de la NASA observó un evento de este tipo a medida que se desarrollaba durante una de sus largas campañas de observación.

Más conocida como una prolífica misión de búsqueda de planetas, Kepler ha sido responsable de revolucionar en gran medida la búsqueda de exoplanetas alrededor de otras estrellas desde su lanzamiento en marzo de 2009, habiendo detectado ya más de 4.700 candidatos a exoplanetas y 1.040 descubrimientos confirmados hasta la fecha. El telescopio espacial pudo lograr estos resultados al observar continuamente aproximadamente 150,000 estrellas en un campo de visión fijo en el cielo, buscando las caídas características en el brillo que significarían el paso de un exoplaneta a través de las estrellas y el disco # 8217. Resulta que el telescopio & # 8217s apuntando a un lugar fijo en el cielo era exactamente lo que se necesitaba en la búsqueda de otros fenómenos astrofísicos transitorios también, como explosiones de supernovas. Con eso en mente, un equipo internacional de astrónomos, dirigido por Peter Garnavich, profesor de astrofísica en la Universidad de Notre Dame en Indiana, se propuso en 2011 monitorear aproximadamente 500 galaxias que estaban ubicadas en el campo de visión de Kepler, en la búsqueda de cualquier variación de brillo que pudiera ser indicativa de una supernova. Y descubrió que sí, cuando el telescopio espacial observó dos estrellas supergigantes rojas en intervalos de 30 minutos antes y después de que explotaran.

En su nueva misión K2, Kepler ha sido reutilizado para apuntar en una dirección que es paralela a su trayectoria orbital alrededor del Sol, cerca del plano de la eclíptica. Esto permite que la nave espacial observe diferentes áreas del cielo por encima y por debajo del bulbo galáctico durante su órbita, lo que brinda a los astrónomos la oportunidad de realizar muchas observaciones astrofísicas diferentes además de las tareas de búsqueda de aviones de la misión. Créditos de imagen: NASA / Ames

Las estrellas observadas por Kepler eran gigantes reales, con un radio de aproximadamente 280 y 490 veces el del Sol, respectivamente. Por contexto, si ambos estuvieran ubicados en el centro del Sistema Solar, envolverían fácilmente todos los planetas terrestres. “Para poner su tamaño en perspectiva, la órbita de la Tierra y nuestro Sol encajaría cómodamente dentro de estas colosales estrellas”, dice Garnavich. El estudio de sus curvas de luz mostró que eran supernovas típicas de Tipo II-P, una subclase de supernovas de Tipo II que se caracterizan por la presencia de fuertes líneas de emisión de hidrógeno en sus espectros. Los astrónomos han estudiado ampliamente este tipo de explosiones estelares y se conoce bien la progresión de sus curvas de luz. Las supernovas de tipo II-P, en particular, alcanzan el brillo máximo en una escala de tiempo de una a dos semanas, que pueden mantener durante un período extenso de tiempo, que suele durar varios meses (un período que se representa como una característica & # 8220plateau & # 8221 en la curva de luz) antes de desvanecerse lentamente.

La mirada constante de Kepler sobre estas dos estrellas, denominadas KSN 2011a y KSN 2011d, permitió a los astrónomos rastrear sus curvas de luz en detalle a pesar de sus grandes distancias de 700 millones y 1.200 millones de años luz respectivamente, lo que demuestra que coincidían bien con las predicciones teóricas de cómo se comporta generalmente el Tipo II. Sin embargo, lo más importante es que en el caso de KSN 2011d, el telescopio espacial pudo observar un pequeño pico distintivo en el brillo de la estrella justo antes de que esta última se convirtiera en supernova. Con una duración de no más de 20 minutos, este aumento de brillo, que se registró inmediatamente antes de que la estrella y la curva de luz # 8217s comenzaran a elevarse hacia el máximo, fue un signo claro del estallido de choque teorizado desde hace mucho tiempo que indica el momento en el que la onda de choque de la explosión de la supernova alcanza la superficie de la estrella.

“Para ver algo que sucede en escalas de tiempo de minutos, como una ruptura de choque, es necesario tener una cámara monitoreando continuamente el cielo”, dice Garnavich. "No se sabe cuándo va a estallar una supernova, y la vigilancia de Kepler nos permitió ser testigos del comienzo de la explosión".

“Es emocionante ser parte de las predicciones teóricas que se convierten en un fenómeno observado y probado”, agrega Ed Shaya, científico investigador asociado de la Universidad de Maryland, College Park y miembro del equipo de Garnavich & # 8217. "Ahora tenemos algo más que teoría para explicar lo que sucede cuando una onda de choque de supernova alcanza la superficie de una estrella cuando esa estrella se rompe por completo".

A pesar del hecho de que tanto KSN 2011a como d mostraron una producción de energía similar que era típica de las supernovas de Tipo II, la curva de luz anterior & # 8217s sorprendentemente carecía de una firma similar de una ruptura de choque. Además, el tiempo de subida de KSN 2011a & # 8217s hasta el brillo máximo fue algo más corto (del orden de 10 días en comparación con 14 para KSN 2011a), lo que indica que aunque los mecanismos de conducción generales para las supernovas de Tipo II son los mismos, algunos de los detalles puede diferenciarse. “Ese es el enigma de estos resultados”, comenta Garnavich. “Miras dos supernovas y ves dos cosas diferentes. Esa es la máxima diversidad ".

La explicación más probable de esta discrepancia que se ajusta a las predicciones teóricas, según los investigadores, es que en el caso de KSN 2011a, la onda de choque no viajó hasta la fotosfera debido al tamaño mucho mayor de la estrella. o si lo hizo, se dispersó de manera más uniforme, posiblemente debido a la presencia de material circunestelar alrededor de la estrella, robando su luminosidad que de otro modo se habría registrado en la curva de luz de la supernova. "No se observa ninguna emisión de ruptura de choque rápido en KSN2011a, pero esto probablemente se deba a la interacción circunestelar sospechada en la curva de luz temprana", escribe el equipo de Garnavich & # 8217s en su estudio, que fue aceptado para su publicación en el Diario astrofísico. “El rápido aumento de KSN2011a & # 8230 sugiere que el choque de supernova continuó propagándose en material circunestelar, lo que le permitió convertir más energía cinética en luminosidad y difundir la ruptura del choque durante un tiempo más largo & # 8230 KSN2011d muestra un exceso de emisión en el momento esperado para la ruptura de choque con un brillo del 12% del pico de supernova en la banda de Kepler. La escala de tiempo y el brillo observados para la ruptura son consistentes con las predicciones del modelo ".

Un collage de imágenes de la supernova Tipo II SN 1987A en la vecina Gran Nube de Magallanes, que fueron tomadas por el telescopio espacial Hubble durante un período de 12 años. Las fotos muestran un anillo de material alrededor de la supernova que se ilumina progresivamente cuando fue golpeada por la onda de choque de la explosión inicial. Créditos de imagen: NASA, ESA, Pete Challis y Robert Kirchner

El descubrimiento directo de Kepler # 8217 de la ruptura de un choque de supernova muestra el hecho de que, aunque el telescopio espacial fue diseñado principalmente como una misión de caza de exoplanetas, también es un observatorio astrofísico de primer nivel, que podría desempeñar un papel igualmente importante en la investigación astrofísica. además de sus deberes de caza de planetas en los años venideros. Ahora bien en su misión K2 & # 8220Second Light & # 8221, que siguió a la pérdida de su segunda rueda de reacción en mayo de 2013, el telescopio espacial ha sido reutilizado para apuntar en una dirección que es paralela a su trayectoria orbital alrededor del Sol cerca de la eclíptica. avión, que ha abierto una serie de nuevas oportunidades para la investigación en muchos campos diferentes de la astrofísica. "Ya no somos una misión de exoplanetas", dijo John Troeltzsch, gerente de programa de Ball Aerospace, el contratista principal de Kepler que también diseñó el telescopio y la misión extendida K2 del telescopio # 8217s, durante una presentación en el Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial en Boulder. , Colorado & # 8220Somos un observatorio astrofísico de propósito general [para] astroseisomología, [estudios] del sistema solar, exoplanetas, cúmulos [estelares], actividad estelar, estrellas binarias, [estudios] extragalácticos, etc. Hay & # 8217s un poco algo para todos ".

Se espera que el estudio de las supernovas ocupe un lugar central a medida que avance Kepler & # 8217s K2, lo que con suerte permitirá a los astrónomos obtener información importante sobre los procesos explosivos que impulsan estos fuegos artificiales cósmicos, así como la alquimia estelar que tiene lugar en los núcleos de estos. estrellas, procesos que mantienen el reciclaje de material estelar y posiblemente incluso la continuación de la vida en otras partes del Cosmos. & # 8220Todos los elementos pesados ​​del Universo provienen de explosiones de supernovas ”, comenta Steve Howell, científico del proyecto para las misiones Kepler y K2 en el Centro de Investigación Ames de la NASA en California. “Por ejemplo, toda la plata, el níquel y el cobre en la tierra e incluso en nuestros cuerpos provienen de la agonía explosiva de las estrellas. La vida existe debido a las supernovas. & # 8221

Los últimos resultados de Kepler & # 8217 subrayan un hecho que se ha mostrado una y otra vez en la historia de la exploración espacial: el estudio del Universo es también un estudio de nosotros mismos y ninguna misión espacial es demasiado pequeña o insignificante en este sentido. Los conocimientos importantes a menudo provienen de caminos que a menudo parecen intrascendentes. Al final, esa es una razón de más para comprometerse con más fuerza como especie con un vigoroso programa de exploración espacial.

Una animación por computadora de la explosión de una supernova con la ruptura de la onda de choque que la acompaña, basada en las observaciones de KSN 2011a yd, realizadas con el telescopio espacial Kepler. Crédito de video: NASA Ames, STScI / G. Tocino

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Fase triple alfa o supergigante roja

El núcleo de la estrella todavía no está en equilibrio y continúa contrayéndose hasta que alcanza el límite impuesto por el principio de exclusión QM, que evita que sus electrones ocupen el mismo estado QM. Dentro del núcleo, el helio resultante de la fusión del núcleo de hidrógeno anterior comienza a fusionarse en elementos más pesados, 8 Be, 12 C (y 16 O, en estrellas aún más pesadas). Dado que la formación de 12 C requiere tres partículas alfa (núcleos de 4 He), el proceso se llama proceso triple-alfa y la estrella está en el fase de fusión de helio del núcleo. La estrella ahora tiene dos capas, la interior se fusiona con elementos más pesados ​​que la exterior.

Para el Sol, esta etapa durará menos de mil millones de años, durante los cuales “quemará” 4 He en 12 C y 16 O. Una estrella de aproximadamente este tamaño vivirá un total de alrededor de 10 Gy 5 La mayoría de los autores digamos 10 mil millones de años, pero para ser coherentes con los capítulos posteriores, diremos 10 Gy. Como el Sol ya ha vivido casi 5 Gy (como veremos en el capítulo de geología), le quedan (y nos quedan) unos 5 Gy.

El helio del núcleo se consume más rápido que su hidrógeno y cuando esto ocurre, el núcleo se contrae de nuevo. El aumento de temperatura hace que una capa delgada de helio restante justo dentro de la capa de fusión de hidrógeno continúe fusionándose. El núcleo ahora tiene tres capas: una capa interna de carbono y oxígeno, una capa intermedia de fusión de helio y una capa externa de fusión de hidrógeno. La estrella se expande de nuevo y se convierte en una supergigante roja.


1. Debe conocer la terminología y la información del amplificador de la estrella de neutrones # 151

Estrellas de neutrones y amp Pulsar | Protostar | Enana marrón | Enana blanca | Gigante rojo | Estrella variable | Estrella de neutrones | Supergigantes | Quasar | Cefeida

Cluster M4 Crab Pulsar RX J1856.5-3754 IC443 Vela Star-Jet Neutrones binarios SN & amp Neutron Centaurus X-3 Cir X-1 The Crab Neutron

En esta sección debe saber

Definiciones de la ciencia astronómica de las estrellas de neutrones

» Neutrón - Partícula subatómica eléctricamente neutra de la familia de los bariones, que tiene una masa 1.839 veces la del electrón, es estable cuando está unida a un núcleo atómico y tiene una vida media de aproximadamente 1,0 x segundos como partícula libre. Este y el protón forman casi toda la masa de los núcleos atómicos y, como tal, constituyen la mayor parte de la masa de la materia visible del universo.
» Pulsar - una estrella de neutrones que emite rayos de radiación que atraviesan la línea de visión de la Tierra. El término púlsar es una abreviatura de estrella de radio pulsante o fuentes de radio de pulsación rápida. Como un agujero negro, es el punto final de la evolución estelar. Los "pulsos" de radiación de alta energía que vemos de un púlsar se deben a una desalineación del eje de rotación de la estrella de neutrones y su eje magnético. Los púlsares pulsan porque la rotación de la estrella de neutrones hace que la radiación generada dentro del campo magnético entre y salga de nuestra línea de visión con un período regular. [1]
» Estrella neutrón - Los neutrones fueron descubiertos en 1932 y muy poco después (en 1934) Walter Baade y Fritz Zwicky sugirieron que las estrellas de neutrones se formaron en supernovas. Se comprobó la existencia de estrellas de neutrones cuando en 1967 Jocelyn Bell, trabajando en observaciones de radio de cuásares, encontró las emisiones de radio del púlsar CP 1919. Se determinó rápidamente a partir de entonces que la fuente era una estrella de neutrones en alta rotación. [2]
» Jocelyn Bell Burnell - descubrió los primeros púlsares de radio en 1967 Ph.D. en radioastronomía de la Universidad de Cambridge en 1968. Para una breve bibliografía y una entrevista, consulte la página del sitio web de StarChild titulada Jocelyn Bell Burnell
» Pulsar de cangrejo - un remanente de supernova muy estudiado que contiene una estrella de neutrones. Para obtener información adicional sobre el Crab Pulsar, consulte Wikipedia y el Observatorio Nacional de Radioastronomía The Crab Pulsar and Nebula
» Masa solar - La masa solar (M), 1.98892 x 1030 kg, es una forma estándar de expresar la masa en astronomía, utilizada para describir las masas de otras estrellas y galaxias. Es igual a la masa del Sol, aproximadamente dos billones de kilogramos o aproximadamente 332,950 veces la masa de la Tierra o 1,048 veces la masa de Júpiter. Para obtener información adicional sobre la masa total, consulte Wikipedia.
» Densidad - medido en gramos por centímetro cúbico (o kilogramos por litro): la densidad del agua es 1.0 hierro es 7.9 plomo es 11.3. Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,4 y 5 veces la del Sol. ¡No puede ser más masivo que esto o la gravedad lo abrumará y se convertirá en un agujero negro! El radio de una estrella de neutrones puede estar entre 10 y 20 kilómetros. [3] La densidad de la superficie y el núcleo de una estrella de neutrones a menudo se ha establecido a través de la anología: una cucharadita llena de su material de núcleo pesaría entre mil y diez mil millones de toneladas, su material de superficie pesaría un millón de toneladas más.
» Colapso gravitacional - es (para los propósitos de esta sección) la implosión de una estrella u otro objeto estelar bajo la influencia de su propia gravedad. El objeto resultante es muchas veces más pequeño y denso que el cuerpo original del que se formó.
» Implosion - en una estrella, la implosión es el resultado causado por la parada repentina de su proceso de fusión, lo que provoca un colapso violento hacia el interior de sus capas hacia el núcleo de hierro.
» El límite de Chandrasekhar - es una ley que establece el límite máximo posible para una masa no giratoria que puede ser soportada contra el colapso gravitacional por la presión de degeneración de electrones. Lleva el nombre de Subrahmanyan Chandrasekhar, ganador compartido del Premio Nobel de física de 1983 por su trabajo sobre la teoría de las estrellas enanas blancas. Para obtener más información, consulte el límite de Chandrasekhar en el sitio web del Diccionario gratuito. & # 187 Presión de degeneración de electrones - La presión de degeneración electrónica es una consecuencia del principio de exclusión de Pauli, que establece que dos fermiones no pueden ocupar el mismo estado cuántico al mismo tiempo. La fuerza proporcionada por esta presión establece un límite sobre la cantidad de materia que se puede comprimir sin que se colapse en una estrella de neutrones o un agujero negro. Es un factor importante en la física estelar porque es responsable de la existencia de enanas blancas. Para referencia adicional, consulte Wikipedia.
» Supernova Tipo II, Tipo Ib o Tipo Ic - también llamadas supernovas de colapso del núcleo. Una estrella está formada por capas de diferentes elementos y las capas externas de hidrógeno, helio, carbono y silicio se queman alrededor de un núcleo de hierro y lo construyen. Finalmente, el núcleo de hierro masivo sucumbe a la gravedad y colapsa para formar una estrella de neutrones. Las capas externas de la estrella caen y rebotan en el núcleo de neutrones, lo que crea una onda de choque que impulsa la capa externa hacia afuera. Esta es la explosión de la supernova. [4]
» Calabozo - un área del espacio-tiempo con un campo gravitacional tan intenso que su velocidad de escape es igual o superior a la velocidad de la luz. Para un estudio adicional de los agujeros negros, consulte Black Hole en el High Energy Astrophysics Science Archive Research Center (HEASARC), que es el repositorio de archivos de datos para fenómenos extremadamente energéticos, desde los agujeros negros hasta el Big Bang.
» Efectos de giro, rotación y amplificador - El alto espín axial o fuera del eje de un neutrón se basa en la ley de conservación del momento. La estrella de neutrones, antes de su desaparición de supernova, gira en X veces por ciclo. Después de perder sus capas, solo sobrevive el núcleo, un objeto mucho más pequeño, y ahora que el mismo ciclo de rotación se reduce mucho, la velocidad de giro aumenta mucho como resultado ( p.ej. Si una estrella de tamaño solar con un período de giro de 100 días colapsa en una estrella de neutrones, su período de giro será de aproximadamente 1 ms). Los efectos: como la mayoría de las estrellas de neutrones jóvenes giran muy rápido, los fuertes campos magnéticos combinados con la rápida rotación crean un generador asombroso que puede producir diferencias de potencial eléctrico de billones de voltios. Tales voltajes, que son 30 millones de veces mayores que los de los rayos, crean ventiscas mortales de partículas de alta energía. [5]
» Tipos, clasificación - los tipos de estrellas de neutrones incluyen: estrellas de neutrones radio silenciosas y estrellas de neutrones con amplificador de radio, púlsar impulsado por rotación, magnetar, repetidor de gamma suave, púlsar de rayos X anómalo, púlsares binarios, binarios de rayos X de baja masa (LMXB), intermedio binarios de rayos X de masa (IMXB), binarios de rayos X de alta masa (HMXB), púlsar accionado por acreción ("púlsar de rayos X"), estallido de rayos X (una estrella de neutrones con un compañero binario de baja masa de la cual la materia se acumula dando como resultado estallidos irregulares de energía desde la superficie de la estrella de neutrones) y el púlsar de milisegundos (MSP). Esta lista excluye todos los tipos hipotéticos para los que no se dispone actualmente de pruebas de su existencia (2009). Para obtener más detalles sobre esta lista de tipos de estrellas de neutrones, consulte Wikipedia.
NUEVO ! A partir de esta edición, se introduce la siguiente categoría & quot; Debe saber & quot:

» Astrónomos, astrofísicos e investigadores de amplificador - los siguientes son solo algunos de los individuos históricamente asociados con el objeto estelar en estudio e incluyen astrónomos, científicos, astrofísicos e investigadores profesionales o aficionados de todo el mundo.
Jocelyn Bell Burnell Fritz Zwicky * Walter Baade * Rudolf Minkowski ** William Parsons

* The Columbia Encyclopedia, sexta edición. 2008. Encyclopedia.com. 13 de mayo. 2009.
** Los medallistas de Bruce por Joseph S. Tenn Foto de Rudolf Minkowski cortesía de la Sociedad Astronómica del Pacífico.


¿Realidad o ficción?: La muerte explosiva de Eta Carinae provocará una extinción masiva

Cuando pensamos en amenazas "existenciales", cosas que potencialmente podrían acabar con la vida de todos en la Tierra, la mayoría de las posibilidades provienen de aquí en nuestro propio planeta: cambio climático, pandemias globales y guerra atómica. Al dirigir una mirada paranoica al cielo, normalmente nos preocupamos por los impactos de asteroides o quizás por algún eructo peligrosamente masivo de nuestro sol.

Pero si confía en todo lo que lee en las regiones marginales de Internet, puede pensar que la amenaza celestial más temible no solo puede ser extraterrestre, sino también extrasolar. A unos 7.500 años luz de distancia, en la constelación de Carina, una estrella llamada Eta Carinae, al menos cien veces más masiva que nuestro propio sol, se está acercando al punto en que detonará como una supernova. En pocas palabras, Eta Carinae es un barril de pólvora estelar supermasivo que se acerca al final de su mecha. De hecho, podría haber encontrado ya su perdición, y la noticia de su muerte cataclísmica podría estar fluyendo hacia nosotros incluso ahora. Siempre que llega ese estertor luminal, mañana o decenas de miles de años en el futuro, hay dos conjuntos de opiniones generales sobre lo que sucedería a continuación.

La primera opinión, sostenida por varios alarmistas en línea que no me permitiré vincular aquí, sostiene que habría una extinción masiva global. Esta idea juega con los temores de que la supernova Eta Carinae & rsquos pueda desencadenar un estallido de rayos gamma (GRB), una de las explosiones más brillantes del universo. Cuando una estrella muy masiva muere en una supernova, su núcleo colapsa sobre sí mismo, formando típicamente un remanente estelar, una estrella de neutrones o un agujero negro. Si el núcleo gira muy rápido, el remanente estelar girará aún más rápido, batiendo un disco de material alrededor de sus bordes casi a la velocidad de la luz. A través de procesos que aún no se comprenden completamente, este disco giratorio sobrecalentado y magnetizado forma un par de chorros, como haces de faros, que salen disparados de sus polos a velocidades relativistas. La emisión altamente concentrada y extremadamente enérgica de esos chorros es lo que vemos como un GRB.

A lo largo de los años, los GRB se han propuesto como una de las razones por las que parecemos estar tan solos en el universo y, más pronto o más tarde, se piensa, la mayoría de los planetas habitados serán golpeados por un GRB, destruyendo cualquier biosfera prácticamente hasta el olvido. Y algunos investigadores han especulado que uno podría haber golpeado la Tierra, al final del período Ordovícico, hace casi 450 millones de años. Independientemente de lo que sucedió en ese entonces, logró exterminar a más de aproximadamente el 80 por ciento de todas las especies que vivían en ese momento. Podría ser que incluso más GRB golpeen nuestro planeta mucho antes en su vida, sofocando el surgimiento de la biosfera terrestre y rsquos hasta que su prevalencia cósmica cayera por debajo de algún umbral crítico.

De acuerdo con el peor de los casos algo plausible, un impacto directo de un GRB extremadamente brillante generado por Eta Carinae podría devastar nuestro planeta de una manera similar pero mucho peor que la guerra termonuclear a gran escala. Durante varios segundos abrasadores, el hemisferio planetario frente a la estrella lejana estaría bañado por una intensa radiación de alta frecuencia. Los cielos se llenarían de una luz mucho más brillante que el sol, lo suficientemente brillante como para encender enormes incendios forestales que arrasarían el continente en la mitad del globo. El enérgico estallido de luz iniciaría lluvias atmosféricas de partículas subatómicas radiactivas altamente penetrantes llamadas muones, que fluirían hacia la vida venenosa en la superficie, así como a cierta distancia bajo tierra y bajo el agua. Incluso el lado más lejano del planeta que mira en dirección opuesta a Eta Carinae no se salvaría, ya que la intensa energía de GRB & rsquos destruiría toda la capa de ozono y al mismo tiempo enviaría supertormentas por todo el mundo. En el período subsiguiente, los cielos ennegrecidos y llenos de hollín desatarían torrentes de lluvia ácida, despejándose solo para empapar la superficie con radiación ultravioleta dañina. En un destello literal, la Tierra se convertiría en un osario planetario, y la biosfera destrozada requeriría millones de años para reconstruirse.

La segunda opinión, sostenida por la mayoría de los astrofísicos, es que Eta Carinae no pudo producir un GRB en absoluto y, si lo hiciera, no golpearía la Tierra. E incluso en un escenario en el que nuestro planeta se encontrara en la mira de un GRB de Eta Carinae, si el estallido fuera de brillo promedio, su luz estaría demasiado atenuada en 7.500 años luz para dañar seriamente la biosfera. En este escenario, la desaparición de Eta Carinae & rsquos se manifestaría apenas más que el brillo de la estrella para acercarse a la luminosidad de la luna llena antes de desvanecerse gradualmente en el cielo.

Para comprender cómo puede existir esta marcada divergencia de opinión, es útil saber un poco más sobre Eta Carinae. Desde que fue catalogada por primera vez por Edmond Halley en 1677, la estrella ha fluctuado enormemente en brillo, alcanzando su punto máximo en 1843 para convertirse en la segunda estrella más brillante del cielo durante unas dos décadas. Los astrónomos ahora consideran ese evento como un "impostor de supernova" en lugar de volar en pedazos, la estrella expulsó quizás el 10 por ciento de su masa total como dos enormes nubes de gas y polvo, que ahora se conoce como la Nebulosa del Homúnculo. Restos resplandecientes de experiencias cercanas a la muerte incluso anteriores todavía adornan la estrella. Visto a través de un gran telescopio hoy, el efecto total hace que Eta Carinae se parezca un poco a un maní tostado en el fuego.

Eta Carinae brilla tan intensamente que se está erosionando a sí misma, generando una presión de radiación exterior tan intensa que casi contrarresta el tirón de la gravedad hacia el interior, enviando sus capas exteriores lentamente alejándose en poderosos vientos estelares. En lo profundo de la estrella, debajo de una gruesa capa exterior de hidrógeno, las reacciones de fusión están "quemando" una variedad de combustibles nucleares en capas similares a las que se encuentran dentro de una cebolla. Los estallidos y pulsaciones pasadas de Eta Carinae & rsquos probablemente estén vinculados a inestabilidades entre sus capas internas creadas cuando agotó un combustible nuclear y pasó a otro.

Alex Filippenko, astrofísico de la Universidad de California, Berkeley, dice que la masiva envoltura de hidrógeno de Eta Carinae & rsquos y los fuertes vientos estelares reducen la probabilidad de que la estrella produzca un GRB. "Una gruesa capa de hidrógeno dificulta que un jet relativista salga de la estrella a golpes", dice Filippenko. & ldquoPero si Eta Carinae no explota hasta dentro de bastante tiempo, habría tiempo suficiente para deshacerse de la capa exterior, y entonces sería más probable que se convierta en un GRB. & rdquo Excepto, agrega, una vez que la capa exterior esté desaparecido, los vientos estelares probablemente aumentarían en fuerza, disipando gran parte del momento angular que se requeriría para hacer girar un GRB cuando el núcleo de Eta Carinae & rsquos colapsa. "Todo esto hace que una GRB sea menos probable, pero no imposible", dice Filippenko. & ldquoE incluso si se deshace de su capa de hidrógeno antes de explotar y se convierte en GRB, [Eta Carinae] probablemente no nos esté apuntando en este momento. & rdquo Los lóbulos gemelos de Eta Carinae & rsquos Homunculus Nebula están inclinados hacia afuera en un ángulo de unos 40 grados, mientras que Filippenko dice que un GRB que emerge de una estrella en colapso y un eje polar rsquos tendría una extensión de unos 10 grados o menos. Entonces, si la Nebulosa del Homúnculo está alineada con el eje polar Eta Carinae & rsquos, un GRB emitido perdería nuestro sistema solar por un margen muy amplio.

Desafortunadamente, hay una complicación importante en esta imagen: los astrónomos descubrieron en 2005 que Eta Carinae es en realidad un sistema binario con un compañero relativamente pequeño de "sólo" 30 veces la masa de nuestro sol en una órbita de aproximadamente cinco años alrededor de los 100 solares. estrella de masas. Si la compañera más pequeña no orbita en alineación con el eje de rotación de la estrella y rsquos más masiva, entonces la Nebulosa del Homúnculo podría no estar alineada con los polos de la estrella y rsquos masiva. Y, posiblemente, las interacciones gravitacionales entre las dos estrellas, o con otra estrella que pasa, podrían cambiar la orientación de la estrella más masiva y el eje rsquos, potencialmente apuntándola directamente hacia nosotros. Finalmente, la presencia de la estrella compañera también podría alterar la forma en que evoluciona la estrella más masiva, generando más incertidumbre sobre el momento y la mecánica de cualquier eventual supernova.

Apiladas unas sobre otras, todas esas variables explican en gran parte la razón por la que Eta Carinae es "nuestra mayor vergüenza hoy", dice Stan Woosley, astrofísico de la Universidad de California en Santa Cruz, que se especializa en modelar la evolución y muerte de las estrellas. & ldquoNadie sabe exactamente qué & rsquos está pasando allí & hellipPodría morir mañana o dentro de mucho tiempo & rdquo

Algo de lo que suceda a continuación depende de qué combustible nuclear es actualmente dominante dentro de Eta Carinae.Si está fusionando elementos como oxígeno o carbono en o cerca de su núcleo, es posible que solo tenga años de vida, siglos como máximo, y pronto podría expulsar su envoltura exterior de hidrógeno. Si su núcleo está fusionando helio, la estrella podría brillar durante unos cientos de miles de años más. Alternativamente, la fusión de helio podría hacer que Eta Carinae se hinchara como un globo para convertirse en una estrella supergigante, en cuyo caso su estrella compañera más pequeña podría entrar y romper la envoltura de hidrógeno exterior, acelerando la muerte explosiva de la supergigante.

Una vez que la estrella muere, dice Woosley, es probable que su núcleo colapse para formar un agujero negro, aunque uno gira demasiado lento para formar un disco relativista y un GRB. Sin la creación de un disco de este tipo, la muerte de Eta Carinae podría ser "particularmente poco espectacular", y no produciría siquiera una supernova, ya que los restos de la estrella y rsquos simplemente se deslizan detrás del horizonte de eventos del agujero negro y rsquos.

"A veces me pregunto si Eta Carinae ya lo ha hecho", dice Woosley. & ldquoPero la gente me dice que todavía pueden ver la estrella. & rdquo


Colapso y explosión

Cuando el colapso del núcleo de una estrella de gran masa es detenido por neutrones degenerados, el núcleo se salva de una mayor destrucción, pero resulta que el resto de la estrella literalmente estalla en pedazos. Así es como sucede.

El colapso que se produce cuando los electrones se absorben en los núcleos es muy rápido. En menos de un segundo, un núcleo con una masa de aproximadamente 1 METROsol, que originalmente era aproximadamente del tamaño de la Tierra, colapsa a un diámetro de menos de 20 kilómetros. La velocidad con la que el material cae hacia adentro alcanza un cuarto de la velocidad de la luz. El colapso se detiene solo cuando la densidad del núcleo excede la densidad de un núcleo atómico (que es la forma más densa de materia que conocemos). Una estrella de neutrones típica está tan comprimida que para duplicar su densidad, ¡tendríamos que exprimir a todas las personas del mundo en un solo terrón de azúcar! Esto nos daría el valor de un terrón de azúcar (el valor de un centímetro cúbico) de una estrella de neutrones.

El núcleo degenerado por neutrones resiste fuertemente una mayor compresión, deteniendo abruptamente el colapso. El impacto de la sacudida repentina inicia una onda de choque que comienza a propagarse hacia afuera. Sin embargo, este impacto por sí solo no es suficiente para crear una explosión estelar. La energía producida por la materia que fluye es rápidamente absorbida por los núcleos atómicos en las densas capas de gas superpuestas, donde descompone los núcleos en neutrones y protones individuales.

Nuestra comprensión de los procesos nucleares indica (como mencionamos anteriormente) que cada vez que un electrón y un protón en el núcleo de la estrella se fusionan para formar un neutrón, la fusión libera un neutrino. Estas partículas subatómicas fantasmales, introducidas en The Sun: A Nuclear Powerhouse, se llevan parte de la energía nuclear. Es su presencia la que lanza la desastrosa explosión final de la estrella. La energía total contenida en los neutrinos es enorme. En el segundo inicial de la explosión de la estrella, la potencia transportada por los neutrinos (10 46 vatios) es mayor que la potencia emitida por todas las estrellas en más de mil millones de galaxias.

Si bien los neutrinos normalmente no interactúan mucho con la materia ordinaria (anteriormente los acusamos de ser francamente antisociales), la materia cerca del centro de una estrella en colapso es tan densa que los neutrinos interactúan con ella hasta cierto punto. Depositan parte de esta energía en las capas de la estrella justo fuera del núcleo. Esta enorme y repentina entrada de energía invierte la caída de estas capas y las impulsa explosivamente hacia afuera. La mayor parte de la masa de la estrella (aparte de la que entró en la estrella de neutrones en el núcleo) se expulsa hacia el espacio. Como vimos anteriormente, tal explosión requiere una estrella de al menos 8 METROsol, y la estrella de neutrones puede tener una masa de como máximo 3 METROSol. En consecuencia, ¡al menos cinco veces la masa de nuestro Sol se expulsa al espacio en cada uno de estos eventos explosivos!

La explosión resultante se llama supernova ([enlace]). Cuando estas explosiones suceden cerca, pueden estar entre los eventos celestiales más espectaculares, como veremos en la siguiente sección. (En realidad, hay al menos dos tipos diferentes de explosiones de supernovas: el tipo que hemos estado describiendo, que es el colapso de una estrella masiva, se llama, por razones históricas, supernova de tipo II. Describiremos cómo difieren los tipos más adelante en este capítulo).

Figura 2. Las flechas en la fila superior de imágenes apuntan a las supernovas. La fila inferior muestra las galaxias anfitrionas antes o después de la explosión de las estrellas. Cada una de estas supernovas explotó hace entre 3,5 y 10 mil millones de años. Tenga en cuenta que las supernovas cuando explotan por primera vez pueden ser tan brillantes como una galaxia entera. (crédito: modificación del trabajo de NASA, ESA y A. Riess (STScI))

[enlace] resume la discusión hasta ahora sobre lo que les sucede a las estrellas y los objetos subestelares de diferentes masas iniciales al final de sus vidas. Como gran parte de nuestro conocimiento científico, esta lista representa un informe de progreso: es lo mejor que podemos hacer con nuestros modelos y observaciones actuales. Los límites de masa correspondientes a varios resultados pueden cambiar algo a medida que se mejoran los modelos. Hay mucho que todavía no entendemos sobre los detalles de lo que sucede cuando mueren las estrellas.

El destino final de las estrellas y los objetos subestelares con diferentes masas
Masa inicial (Masa del Sol = 1) 1 Estado final al final de su vida
& lt 0.01 Planeta
0,01 hasta 0,08 Enana marrón
0,08 hasta 0,25 Enana blanca hecha principalmente de helio
0,25 hasta 8 Enana blanca compuesta principalmente de carbono y oxígeno.
8 a 10 Enana blanca hecha de oxígeno, neón y magnesio
10 hasta 40 Explosión de supernova que deja una estrella de neutrones
& gt 40 Explosión de supernova que deja un agujero negro


Betelgeuse y el tiempo biológico: ¿Quién le teme a una supernova?

¿Y si un segundo "Sol" se encendiera repentinamente en el cielo de la tarde? ¿O una fuente de luz intrusiva, comenzó a competir con la Luna gibosa & # 8211 brillando, desde donde una vez centelleó una estrella roja familiar? Eso sería una explosión de supernova, un evento cósmico seminal, en erupción en la constelación de Orión, donde la brillante estrella Betelgeuse está siendo lanzada al olvido.

El deslumbrante Orión el Cazador, con sus tres brillantes —y sorprendentemente inclinadas— "Cinturón de estrellas", es la más fácilmente reconocible de las 88 constelaciones oficiales de la Unión Astronómica Internacional (grupos de estrellas con patrones distintivos). Betelgeuse se dirige hacia la izquierda, justo por encima del Cinturón.

El icónico "hombro" de Orion ha recibido mucha atención. Un "Taller de Betelgeuse" se llevó a cabo en París, ya en 2012. Pero el entusiasmo mundial alcanzó un punto álgido en diciembre pasado, cuando los astrónomos descubrieron que la legendaria supergigante roja se atenuaba de manera desigual y se encogía.

Betelgeuse ha dejado de oscurecerse: ¡y podría recuperar su estado, como la décima estrella más brillante del cielo nocturno! Aun así, los científicos insisten en que debe explotar eventualmente: en cualquier momento, desde este minuto hasta los próximos 100.000 años. Cuando lo hace, predicen un espectáculo de luces increíble, visible en todo el mundo, de día y de noche, ¡y que durará meses!

Sin embargo, el problema es que una exhibición celestial tan dramática podría inquietar a muchos nigerianos mal informados. En algunos casos, los sentimientos de miedo y pavor podrían, posiblemente, transformarse en una peligrosa ilusión del “Fin de los tiempos”: una mentalidad apocalíptica y potencialmente suicida.

“Cómo reaccionas”, enfatiza el Dr. Ahmad Shaba, Director de Aplicaciones Espaciales Estratégicas de la Agencia Nacional de Investigación y Desarrollo Espacial (NASRDA), “tiene mucho que ver con tu historia personal, con lo que has leído, los sermones y conferencias que has escuchado y las películas que has visto ".

En resumen, aconseja, hacer frente a la erupción dependería "de si ha aprendido suficiente astronomía para evitar un colapso mental. También se debe poder defenderse de los depredadores materiales y emocionales. De lo contrario, podría perder mucho dinero y posiblemente su vida ".

Shaba está agregando la voz de NASRDA, a un coro de advertencia creciente, insistiendo en que la difícil situación de Betelgeuse no es "espiritual". Las supernovas, como tales, tampoco son raras. Se han registrado miles, desde 1885. "Hoy", informa Wikipedia, "los astrónomos aficionados y profesionales encuentran varios cientos cada año ..."

"¿Qué es entonces", seguramente te preguntarás, "es el problema de Betelgeuse?" Bueno, a diferencia de otros progenitores recientes, pertenece a la Vía Láctea (el grupo de estrellas de nuestro Sol), que tiene un promedio de solo dos por siglo y, como Dieter Hartmann lo dijo a Sky & # 038 Telescope, está "muy atrasada para su próxima supernova". ”.

El último estallido a simple vista en nuestra galaxia se remonta a 1680. Otro, el histórico SN 1987A, ocurrió hace 33 años, en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia satélite de la Vía Láctea, a 168.000 años luz de distancia. Una explosión de Betelgeuse estaría comparativamente cerca y, por primera vez, los astrónomos podrían observar, de principio a fin.

¿Por qué estudiar las explosiones estelares? El universo (toda la energía, materia, espacio y tiempo que existe) es un vasto y complejo sistema de unidades interrelacionadas, ¡que te incluye a ti, a mí y al planeta que habitamos! Entonces, cuanto más aprendemos sobre el universo, mejor nos entendemos a nosotros mismos.

¡Mira alrededor! Todo lo que ves está hecho de átomos, la mayoría de los cuales, legado de estrellas. Como afirman los físicos de la Universidad Estatal de Michigan, Artemis Spyrou y Hendrik Schatz, en The Conversation, "Los procesos nucleares elemento por elemento en las estrellas toman ... átomos de hidrógeno y construyen elementos más pesados".

Las estrellas grandes son generosos donantes de productos químicos, ya que pueden fusionar elementos más pesados ​​que el helio. Han dotado a la Tierra abundantemente de sustancias biogénicas y de utilidad industrial. ¡Estos últimos, no por casualidad, consisten en componentes químicos, por el bio-artificio que te guiña y te sonríe en el espejo!

La Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables señala que la luz visible constituye solo el 13 por ciento de la radiación que emite Betelgeuse. Sin embargo, es lo suficientemente visible como para haber sido mitificado como el "hombro" de Orión en Europa, un "león feroz" entre los xhosa de Sudáfrica y un "club de fuego" en la tradición nativa australiana.

Este alto perfil celeste contradice los 700 años luz que nos separan de Betelgeuse, teniendo en cuenta que solo un año luz (la distancia que recorre la luz en 12 meses, a 300.000 km por segundo) equivale aproximadamente a 10 billones de km.

El resultado es que Alpha Orionis (para usar su denominación latina), tiene propiedades de volumen impresionantes. Más mundanamente: ¡Betelgeuse es una abeja-ig mammy-tappy! Una ilustración del Atacama Large Millimeter Array (ALMA) muestra un gigante que, si reemplazara al Sol, engulliría todos los planetas, ¡hasta Júpiter!

El diagrama de ALMA visualiza estadísticas asombrosas: Betelgeuse tiene 20 veces la masa del Sol (es decir, 20 "masas solares") y 1,500 veces su diámetro (¡el Sol mismo tiene 1,4 millones de km de ancho!). Gracias a esta enorme superficie radiante, su brillo máximo es de 14.000 luminosidades solares.

Betelgeuse se originó como un grupo de gas en contracción, en la Nube Molecular de Orión, que (como innumerables grupos similares) calentó hasta 10 millones de kelvin (K) y comenzó la fusión nuclear. Nació en un grupo de edad de grandes estrellas azules, la Asociación Orion OB1, con temperaturas superficiales de hasta 30.000 K.

Pero, cuenta Wikipedia, Betelgeuse fue posteriormente expulsada de la Asociación, bajo la presión de la explosión de supernovas. Ahora es una "estrella fugitiva", que corre a través del medio interestelar (el espacio entre las estrellas), a 30 km por segundo.

A medida que avanza por el cosmos, un melodrama se desarrolla en el núcleo de Betelgeuse. Dos fuerzas físicas, el calor y la gravedad, están encerradas en una pelea de ida y vuelta, un escenario de "Tú me empujas, yo te empujo". El "calor" lanza la masa estelar hacia afuera, contra el incesante tirón de la "gravedad" hacia el centro.

“El modelo simple”, explica una publicación de alcance de la Instalación Nacional del Telescopio Australiano, “… es de un gas / fluido denso en un estado de equilibrio hidrostático. La fuerza que actúa hacia adentro, la gravedad, está equilibrada por las fuerzas que actúan hacia afuera de la presión del gas y la presión de radiación ”.

La gravedad, con el tiempo, prevalecerá, colapsando Betelgeuse en un cadáver estelar, llamado estrella de neutrones. Sin embargo, los atractivos rojos, amarillos, naranjas, azules y blancos del cielo oscuro indican que el calor, heroicamente, se mantiene firme, al menos en el ínterin.

De lo contrario, no veríamos un firmamento de colores. La miríada de tintes y matices de las estrellas, significan diferentes intensidades de calor que se irradian desde sus superficies. Los colores estelares envían el mismo mensaje cuantitativo que las llamas en su cocina: el azul es el más caliente y el rojo el más frío, con gradaciones intermedias.

Pero mientras que su cocina obtiene su combustible externamente, Betelgeuse genera su energía internamente, a través de la nucleosíntesis. En la fase de combustible de hidrógeno, cuatro protones (núcleos de hidrógeno) se fusionan en un núcleo de helio (partícula alfa). La reacción transforma el 0,7 por ciento de la masa de los protones en energía.

El consumo de hidrógeno es el período más largo de la vida estelar. El famoso diagrama de Hertzsprung-Russel (H-R) describe esta fase, gráficamente, como la "secuencia principal", una referencia oblicua al hábito que tienen las estrellas de fusionar núcleos progresivamente más pesados, en rápida sucesión, después de una dieta sostenida de hidrógeno.

Las estrellas grandes queman su combustible más rápido que las pequeñas. Por lo tanto, Betelgeuse está en crisis, después de solo 10 millones de años, mientras que a nuestro Sol (una estrella enana) le quedan cinco mil millones de años, en una vida útil de 10 mil millones. Betelgeuse dejó la secuencia principal hace un millón de años, sostiene la teoría, y ha sido una supergigante roja durante 40.000 años.

Atrás quedaron los días "O-B". Betelgeuse, hinchada e irradiando un clemente 3950 K., ahora está relegada a la clase espectral "M", en una escala que clasifica las estrellas, de calientes a frías, "O", "B", "A", "F" "G", "K" o "M". (Puede usar este mnemónico para recordar la escala: "¡Oh, sé una buena chica (o chico), bésame!")

Sin embargo, ya en 1923, el famoso astrónomo de Cambridge, Arthur S. Eddington, advirtió a los lectores de Scientific Monthly que la radiación de la superficie de Betelgeuse, "es solo la temperatura marginal del horno, lo que no nos da idea del terrible calor que hay dentro".

Una tabla de la NASA (Imagine The Universe) delinea enormes temperaturas de fusión: se necesitan 0.8 mil millones de K para forjar neón y magnesio a partir de carbono 1.5 mil millones de K para fusionar el neón en oxígeno y magnesio 2.0 mil millones de K para que el oxígeno produzca silicio y azufre y 3.3 mil millones de K para fusionar núcleos de silicio en hierro.

"Hierro" es el final de la evolución estelar, más allá del cual, la fusión de núcleos más ligeros en otros más pesados, se estanca. Eso se debe a que, en el modelo aceptado, los nucleones de hierro están unidos con tanta fuerza que fusionarlos consume energía, en lugar de liberarla.

El destino de Betelgeuse está allí presagiado. Sin fusión, sin calor, y sin empuje hacia afuera, de nuevo. Entonces, la "gravedad" obtiene una victoria: ¡Y, en celebración, envía toda la masa del progenitor chocando hacia adentro, hacia su núcleo, a una cuarta parte de la velocidad de la luz!

“Como resultado”, dice la NASA, “una onda de choque explosiva viaja desde el núcleo… y acelera las capas circundantes. Además, ... la energía de ... los neutrinos (partículas elementales casi sin masa) hacen que (la mayor parte) de la masa de la estrella sea expulsada al espacio ... Los astrónomos se refieren a esto como una supernova de Tipo II ".

El efecto visual puede evocar temores del “Fin de los tiempos” en algunos. Pero, en realidad, ¡las supernovas ponen en marcha el tiempo biológico! No solo arrojan átomos pesados ​​(hierro, oro, estaño, plomo, etc.) al espacio, sino también carbono, oxígeno, nitrógeno, azufre y fósforo (elementos biogénicos): para ser reciclados, en nuevos sistemas planetarios.

Así, el panegírico de Priscilla Long, en The American Scholar, describe acertadamente las supernovas: “¿De dónde obtuvimos el hierro en nuestra sangre, el carbono en nuestras células, el oxígeno en nuestros pulmones? De las estrellas que explotan, ahí es donde. Puede que tengamos o no ojos de estrella, pero todos somos parte de la estrella ”.

Obatala es el astrónomo aficionado más conocido de Nigeria; ha escrito una columna semanal en The Guardian durante 16 años (hasta 2017). Da conferencias públicas sobre el tema y es Asesor Externo de la Agencia Nacional de Investigación y Desarrollo Espacial (NASRDA).


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