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Estrella de neutrones formación, el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV)

Escrito por Enunlugarenelcosmos 08-04-2017 en ciencia. Comentarios (0)

El ciclo de vida de una estrella es una lucha continua contra la gravedad que intenta colapsar la estrella, gracias a la energía que proviene de la fusión nuclear de su núcleo hace que la fuerza gravitaroria que intenta hundir la estrella se compense, haciendo así posible que la estrella se mantenga estable y sin colapsar un período de tiempo determinado por la masa de dicha estrella. Cuanto más masiva sea la estrella menos será su ciclo de vida útil.

Las estrellas obtienen su energía de la fusión nuclear que tiene lugar en su núcleo, en él se fusionan átomos de hidrógeno para formar helio. Según consume el hidrógeno, la estrella fusiona en helio en otros elementos mas pesados como el carbono, óxigeno...hasta llegar al último elemento que forma parte de la nucleosíntesis estelar el hierro. Cuando una estrella empieza a formar hierro tiene los días contados ya que la formación de hierro "absorbe" la energía de la fusión haciendo que la gravedad gane la partida. El final de la estrella y el remanente que quedará dependerá de la masa inicial de la estrella, parte de dicha masa se perderá al contraerse su núcleo ya sea en forma de nebulosa o supernova. Existen dos límites en el cual el núcleo contrarresta la fuerza de la gravedad que intenta colapsar la estrella, son los llamados límites de Chandrasekhar para una estrella enana blanca y el el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) para las estrellas de neutrones, si la masa supera ambos límites el remanente será un agujero negro.

El límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) es un límite superior para la masa de estrellas compuestas de materia neutrónica degenerada (estrellas de neutrones). Es análogo al límite de Chandrasekhar para una estrella blanca enana (enana blanca).

El límite fue calculado por Julius Robert Oppenheimer y George Michael Volkoff en 1939, usando trabajo anterior de Richard Chace Tolman. Oppenheimer y Volkoff adoptaron que los neutrones en una estrella de neutrones formaba un gas de Fermi degenerado frío. Esto lleva a una masa límite de aproximadamente 0.7 veces la masa solar. Estimaciones modernas predicen una masa límite de entre 1.5 a 3.0 masas solares. La incertidumbre en los valores refleja el hecho de que las ecuaciones de estado para materia extremadamente densa no son bien conocidas.

En una estrella de neutrones más ligera que el límite, el peso de la estrella es soportado por interacciones repulsivas de corta distancia neutrón-neutrón mediadas por la fuerza fuerte y también la presión causada por la degeneración de neutrones. Si una estrella de neutrones es más pesada que el límite, colapsará a una forma aún más densa, pudiendo formar un agujero negro, o cambiar su composición y sostenerse mediante algún otro mecanismo (por ejemplo, por la presión de la degeneración de quarks y convertirse en una estrella de quarks).

A causa de que las propiedades de otras formas hipotéticas de materia degenerada sean aún menos conocidas que las de materia neutrón-degenerada, muchos astrofísicos adoptan, en la ausencia de evidencias de lo contrario, que una estrella de neutrones por encima del límite colapsa directamente en un agujero negro.

Los agujeros negros formados por el colapso de estrellas individuales tienen una masa en un intervalo de 1.5-3.0 (Límite TOV ) a 10 masas solares.

Un agujero negro formado por el colapso de una estrella individual debe tener una masa que sobrepase el límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff. La teoría predice esto a causa de la pérdida de masa durante la evolución estelar. Un agujero negro formado de una estrella aislada debe tener masa no mayor que aproximadamente 10 masas solares. Observacionalmente, a causa de sus grandes masas, relativa fragilidad y espectro de rayos X, un número de objetos masivos binarios de rayos X son propuestos como agujeros negros estelares. Estos candidatos a agujeros negros se estima que tienen entre 3 y 20 masas solares.

Imágenes: 1. Representación artística de una estrella de nuestros en verde su eje de rotación, en blanco si campo magnético y en azul sus jet emergentes de ambos polos. 2. Composición interna de una estrena de neutrones. 3. Gráfica del límite de de Chandrasekhar y límite TOV.

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Fusión de 2 agujeros negros

Escrito por Enunlugarenelcosmos 02-04-2017 en ciencia. Comentarios (0)

La fusión de 2 agujeros negros es uno de los fenómenos más violentos y energéticos observados en el cosmos. El 14 de septiembre de 2015 el observatorio LIGO detectó ondas gravitacionales procedentes de la fusión de 2 agujeros negros, comprobando así la predicción que Einstein había formulado 100 años antes. La fusión de estos 2 agujeros negros tuvo lugar hace algo más de 1.300 millones de años. La masa de estos 2 agujeros negros era de 29 y 36 masas solares, el agujero negro resultante de esta fusión, posee unas 62 masas solares. Cuando ocurre una fusión de este tipo, el acercamiento se produce de forma muy lenta que pude tardar miles de millones de años. Pero la fase final ocurre de forma muy rápida. Durante la última fracción de segundo, los dos agujeros negros chocan uno contra el otro a una velocidad de la mitad de la velocidad de la luz transformándose en un único agujero negro mucho más masivo que los anteriores. No obstante, una parte de la masa de ese gran agujero negro se transforma en energía tras la gran explosión. Esa energía, que se transmite por el Universo en forma de ondas gravitacionales, son las débiles señales que han detectado los detectores de LIGO.


Betelgeuse el final de una estrella

Escrito por Enunlugarenelcosmos 02-04-2017 en ciencia. Comentarios (0)

Betelgeuse fue la primera estrella cuyo diámetro pudo ser medido con exactitud utilizando técnicas interferométricas oscilando entre unos 850 o 905 millones de kilómetros. En su tamaño máximo la estrella se extendería hasta más allá de la órbita de Marte. Su masa es 20 veces la masa del Sol y su tamaño es 600 veces mayor. Los astrofísicos predicen que Betelgeuse explotará como supernova de tipo II al final de su vida. Algunos de ellos afirman, basándose en la variabilidad mostrada por la estrella, que tal explosión podría producirse en un plazo de tiempo muy cercano (en los próximos miles de años). Otros astrofísicos son más conservadores y piensan que podría continuar con su actividad actual durante un período mucho mayor.

A la fecha de 2014, los estudios teóricos más recientes sugieren que Betelgeuse ha empezado recientemente a fusionar helio en su núcleo y que, tras fusionar en este proceso carbono, neón, oxígeno y silicio, estallará como supernova dentro de los próximos 100.000 años. La supergigante roja, que todavía se estaría abrillantando y expandiendo mientras asciende la rama de las gigantes rojas, tendría una edad de entre 8 y 8,5 millones de años y una masa de 20 M solares. Dependiendo de su velocidad de rotación al nacer, los modelos de evolución estelar para una estrella de ese intervalo de masas sugieren que Betelgeuse podría o continuar siendo una supergigante roja hasta el momento de explotar como supernova, o convertirse antes de estallar en una variable azul luminosa o un astro similar a una estrella hipergigante amarilla. El remanente estelar que dejaría sería una estrella de neutrones de aproximadamente 1,5 M solares.

El evento será, en cualquier caso, espectacular, aunque no está claro si tendrá efectos importantes para la vida en nuestro planeta al encontrarse Betelgeuse cerca del límite de distancia al cual los rayos cósmicos pueden afectar significativamente a la capa de ozono.

En ese momento, Betelgeuse brillaría al menos 10 000 veces más que una supernova ordinaria, con la luminosidad de la Luna en cuarto creciente. Algunas fuentes predicen una magnitud máxima aparente a la de la Luna llena, durando varios meses. Sería un punto extremadamente brillante en el cielo, pudiéndose observar inclusive de día. Tras este periodo, iría extinguiéndose gradualmente hasta que, tras meses o tal vez años, fuese inapreciable a simple vista. El hombro derecho de Orión desaparecerá hasta que, tras unos pocos siglos, se desarrollará en el lugar una espléndida nebulosa.


https://www.youtube.com/watch?v=dtWeH4-Ugy4

El principio de mediocridad

Escrito por Enunlugarenelcosmos 02-04-2017 en ciencia. Comentarios (0)

El principio de mediocridad es la noción, en filosofía de la ciencia, de que no existen observadores privilegiados para un fenómeno dado.

En astronomía, el principio afirma que no existe nada intrínsecamente especial acerca de la Tierra y, por ende, tampoco del ser humano. En consecuencia, el principio de mediocridad predice que la vida extraterrestre debe ser relativamente común en el universo, porque las condiciones que han originado la aparición de la vida y de la inteligencia en nuestro planeta deben darse también en un gran número de otros planetas.

El planteamiento tradicional del principio de mediocridad copernicano es razonado de esta manera: en la antigüedad se pensaba que la Tierra era el centro del Sistema Solar, pero Copérnico propuso que el Sol cumplía este rol. Esta visión heliocéntrica fue confirmada años después por Galileo, quien demostró, con ayuda de un telescopio, que las lunas de Júpiter orbitaban Júpiter, y que Venus entonces orbitaría al Sol.

En los años 1930, RJ Trumpler encontró que el Sistema Solar no era el centro de la Vía Láctea como se pensaba, y que, más bien, estaba más o menos a medio camino entre el centro de la galaxia y el final de sus brazos espirales. A mediados del s. XX, George Gamow (et al.) mostró que a pesar de que parece como si nuestra galaxia fuera el centro del universo en expansión, cada punto en el Universo experimenta la misma sensación de desplazamiento hacia el rojo.

Y al final de dicho siglo, Geoff Marcy y sus colegas mostraron que los planetas extrasolares son muy comunes, poniendo final a la idea de que nuestro sol es extraordinario por el hecho de tener planetas orbitándole. En resumen, la mediocridad copernicana es la serie de hallazgos astronómicos en que la Tierra es un planeta relativamente ordinario orbitando una estrella ordinaria en una galaxia ordinaria que a su vez es parte de un número indeterminado de galaxias en un universo cuya delimitación espacial ni siquiera está definida con certeza.

Al plantear que la evolución, civilización, tecnología, etc., que existe en la Tierra no es nada fuera de lo común, algunos defensores de SETI toman el principio de mediocridad como una razón de peso para esperar abundancia de señales extraterrestres. Por ejemplo, Carl Sagan usaba el principio para sugerir que "podría existir un millón de civilizaciones en la Vía Láctea". Los seguidores de la Paradoja de Fermi toman los pocos hallazgos de la búsqueda de estas señales u otras evidencias como una indicación de lo erróneo del principio de mediocridad.

La falta de contacto es interpretada a menudo como una escasez de inteligencia humanoide y no como una falta de planetas similares a la Tierra, pero la carencia de cualquiera de las dos puede ser considerada como una refutación del principio de mediocridad, dependiendo de si el principio se aplica de manera estricta a la Tierra o, más vagamente, a sus habitantes. Wikipedia.

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Movimiento retrógrado de Marte

Escrito por Enunlugarenelcosmos 02-04-2017 en ciencia. Comentarios (0)

Marte visto desde la tierra describe una trayectoria muy extraña. A veces parece que cambia de dirección y retrocede atravesando el cielo visto desde la Tierra. Este movimiento de retroceso es en realidad ficticio y se debe a que la Tierra, que tiene una órbita de menor radio, adelanta a Marte en sus viajes alrededor del Sol. Así, al producirse este adelantamiento, Marte parece cambiar su dirección y empezar a retroceder. De hecho, todos los planetas tienen movimientos extraños con respecto a las estrellas y cruzan el cielo sobre el fondo de estrellas que permanece más estático. De ahí proviene el nombre de "planeta" que viene del griego y significa "errante".