Estrelles compactes Imprimeix Correu electrònic

Tal i com hem vist en la secció La vida d'una estrella, durant el període de la Seqüència Principal, una estrella es troba en equilibri hidrostàtic, és a dir, les dues forces que es generen en l'interior, la gravitatòria i la pressió, s'anulen l'una amb l'altra:

Quan l'estrella esgota l'hidrogen que es fusiona en les reaccions nuclears, la força de pressió (fletxes blaves) disminueix, de manera que la gravetat (fletxes grogues) guanya i l'estrella es fa més compacta. Aquest fet coincideix amb l'inici de la mort de l'estrella que, en funció de com era de massiva, té un final diferent. Si l'estrella no s'acaba destruint completament, al centre d'aquesta roman un nucli en el qual ja no es produeixen reaccions nuclears. Com més massiva sigui l'estrella, més compacte serà l'objecte restant.
Aquesta secció descriu els diferents tipus d'objectes que resten després de la mort d'una estrella.

Nanes blanques

Una nana blanca és l'objecte que resta quan una estrella de menys d'1.5 M arriba al final de la seva vida. La primera que es va descobrir va ser Sirius B, l'estrella companya de Sirius, a la constel·lació de Canis Major. Inicialment es creia que Sirius era una simple estrella però més endavant es va observar que és en realitat un sistema binari, format per Sirius A (una estrella que es troba en la seqüència principal) i Sirius B, la nana blanca que acabem d'esmentar. S'ha observat que Sirius B té una massa com la del nostre Sol però està compactada en un diàmetre més petit que el de la Terra! La figura següent mostra, a escala, com havia de ser Sirius B durant la seva vida i com és ara:

Podem fer una grollera aproximació de la densitat de Sirius B : si la seva massa és com la del Sol (M = 1.98892×1030 Kg) i té un diàmetre aproximadament igual al de la Terra (12000 Km) llavors la seva densitat és M / Ve, on Ve és el volum d'una esfera de diàmetre 12000Km. Això ens dóna una densitat d'uns 2000 Kg/cm3 !

 

A mesura que passa el temps, les nanes blanques es van refredant i passen d'emetre una llum blanquinosa a emetre una llum de color més vermell, per finalment apagar-se completament.

 

Estrelles de neutrons

Quan la massa de l'estrella és suficientment gran, l'objecte restant pot arribar a ser més compacte que una nana blanca. De fet, la massa a partir de la qual una estrella pot comprimir-se més que una nana blanca està quantificada en unes 1.4 vegades la massa del nostre Sol, i s'anomena massa de Chandrasekhar, MCh. Superada aquesta massa, l'estrella s'acaba comprimint i estabilitzant en el que es coneix com estrella de neutrons. El nom ve del fet que, degut a la intensa força gravitatòria que comprimeix la matèria de l'estrella, els protons es converteixen en neutrons. El que evita que l'estrella continui comprimint-se és la pressió que exerceix el gas de neutrons, que s'oposa a la força gravitatòria. El diàmetre típic d'una estrella de neutrons és de tan sols uns 10Km i tenen una superfície sòlida d'una densitat aproximada de 10 Kg/cm3. No obstant en l'interior s'assoleixen densitats de fins a 1012 Kg/cm3!.

Les estrelles de neutrons es formen després de l'explosió i col·lapse d'una supernova. Com que l'estrella ha passat de tenir un diàmetre gegantí a un diàmetre d'uns quants kilòmetres, l'estrella de neutrons girarà més depressa, ja que s'ha de conservar la magnitud física del moment angular (veieu el requadre de sota). De fet, una estrella de neutrons gira uns quants centenars de vegades per segon. A mesura que passa el temps, però, el moment angular es va reduint en detriment de la radiació que emet l'estrella, amb què la velocitat de rotació també disminueix.

Font: wikimedia commons

Breu explicació del moment angular
El moment angular és una magnitud física que quantifica la rotació d'un cos, i és proporcional a la massa d'aquest, a la seva velocitat de rotació i al radi de gir del cos.
És un principi físic el fet que el moment angular es conserva, i aquest fenomen es pot apreciar observant una ballarina. Quan una ballarina amb una massa determinada extén les seves extremitats i agafa impuls per girar, pren un determinat moment angular. Si durant el gir replega les extremitats  cap endins (com en l'animació) el seu radi de gir es farà més petit, de manera que per a conservar el moment angular, la seva velocitat de rotació ha d'augmentar i, per tant, girarà més ràpid.

 

 

Pulsars

El 1967, l'astrofísica Jocelyn Bell va descobrir els pulsars durant l'elaboració de la seva tesi doctoral. No obstant, el seu director de tesi, Anthony Hewish, se'n va dur els mèrits i va ser guardonat amb el Premi Nobel. Bell va detectar que de diferents punts de l'espai arribaven pulsos regulars de senyals de ràdio; d'aquí el nom de pulsar (pulse star). Des de llavors s'han descobert més de 1500 pulsars. El període de les pulsacions va des de 1.6 mil·lisegons fins a 20 minuts.

Els pulsos de ràdio provenen d'estrelles neutró que tenen un camp magnètic desviat entre 45 i 90 graus respecte l'eix de rotació. En la figura següent, l'esfera del centre representa l'estrella neutró, amb el seu eix de rotació de color verd. Les corbes dibuixades són les línies del camp magnètic i els cons blaus representen els raigs d'emissió dels senyals de ràdio (feu clic sobre la imatge per ampliar-la).

Un dels pulsars més famosos és el que es troba en la nebulosa del Cranc (M1 en el catàleg Messier o NGC1952 en el catàleg NGC). Va ser descobert el 1968 i es va observar que no només emetia ones de ràdio sinó també raigs X.

 

Forats negres

Aquesta secció descriu succintament un dels objectes més exòtics que habiten el nostre Univers. Com hem vist, com més massiva és una estrella, més dens acaba sent l'objecte que resta de la seva mort. Si l'estrella té una massa superior a la massa d'Oppenheimer-Volkoff (MOV), que és aproximadament 1.5 M, llavors l'estrella col·lapsarà cap a un forat negre. El nom de forat negre ve del fet que és realment negre: la llum que es pugui produir en l'interior no pot escapar-ne. Les equacions clàssiques de la física estableixen que la velocitat necessària per escapar de la gravetat d'un cos de massa M és:

On G és la constant de gravitació universal de Newton i R és el radi del cos. Si fem que la velocitat d'escapada sigui la velocitat de la llum (c) llavors podem trobar el radi límit que hauria de tenir l'objecte com per evitar que la llum pugui escapar-ne:

El radi obtingut, RS, s'anomena radi d'Schwarzschild, en honor al físic que va obtenir aquest valor utilitzant les equacions de la Relativitat General d'Einstein.

Per exemple, si el Sol es convertís en forat negre, tindria un radi de menys de 3 Km! No obstant, el Sol no acabarà mai convertint-se en forat negre, ja que no té suficient massa com per colapsar-se tant. Les estrelles susceptibles a convertir-se en forat negre (aquelles la massa de les quals supera MOV) tindran un radi aproximat de 5 a 10 Km.

Com que no hi ha res que pugui viatjar més depressa que la llum, no hi ha manera possible d'enviar una sonda espacial a explorar les entranyes d'un forat negre, ja que per molt que intentés enviar senyals cap a l'exterior, aquestes no podrien escapar-ne. El radi d'Schwarzschild defineix el que es coneix com a horitzó d'esdeveniments, anomenat així perquè és el punt a partir del qual ja no podem saber què passa més endins.

 

Actualment, l'única manera que tenim de detectar un forat negre és veure què succeeix al seu entorn. El gas que hi pugui haver al voltant del forat és atret per aquest, de manera que es veu accelerat a mesura que s'acosta a l'horitzó d'esdeveniments. Aquesta acceleració del gas fa que emeti radiació (raigs X) que nosaltres sí que podem captar a la Terra. Si l'estrella que mor en un forat negre formava part d'un sistema binari, el gas de la seva companya pot veure's engolit pel forat negre. La següent figura en mostra una simulació: el gas de l'estrella companya és engolit pel forat negre. Quan el gas s'hi acosta, s'accelera i emet raigs X.