Astropèdia: Què es una estrella de neutrons? ( i ja posats, què es un púlsar?)

Una estrella de neutrons neix en les últimes etapes d’una estrella massiva com a conseqüència d’una explosió de supernova.  La implosió es dóna després que es porta a terme la fotodesintegració del ferro en el nucli de l’estrella, i els electrons s’uneixen als protons formant neutrons i neutrins.
Una vegada que la pressió de degeneració que brindaven els electrons presents en el nucli desapareix, el nucli de l’estrella es comença a contreure novament. La contracció es pot aturar si la massa de l’estrella està per sota de 3 masses solars (MS). En aquest cas la densitat és comparable a la densitat d’un nucli atòmic, i una nova forma de pressió de degeneració es presenta, produïda per neutrons (en comptes d’electrons).

Quan l’estrella acaba de contraure i arriba a l’equilibri, el que queda és una estrella de neutrons. L’estrella de neutrons és un objecte molt compacte i molt massiu, té una massa d’un parell de masses solars contingudes en una esfera de 10 km de radi. Per exemple, perquè la Terra es convertís en una estrella de neutrons, ¡hauria de tenir un radi de tot just uns centenars de metres!

A causa de la gran massa i el radi tan petit que tenen, la gravetat en la superfície d’una estrella de neutrons és enorme.

Abans de continuar amb la propietat d’una estrella de neutrons, cal fer un petit repàs de moment angular.

Segurament alguna vegada han vist una patinadora de gel. Han de recordar que quan la patinadora comença a girar, els girs són més ràpids quan té els braços contrets que quan els estira.
El moment angular és el que relaciona la velocitat a la qual un objecte gira amb què tan estesa o contret es troba la massa de l’objecte. El moment angular es defineix com , on r és la distància des del centre de l’objecte i p és el seu moment d’inèrcia, és a dir la massa de l’objecte, m, multiplicada per la seva velocitat, v. En cas de tenir un moviment circular l’expressió per al moment angular es redueix a . Ara, es diu moment d’inèrcia a la quantitat que mesura què tan contret o estès està un cos. Es defineix com a , on m és la massa de l’objecte ir és la distància des del centre. D’altra banda, el principi de la conservació del moment angular ens diu que aquest es conserva sempre que no hi hagi torcas (forces aplicant palanques) actuant sobre el sistema. Per tant, si el cos disminueix el seu moment d’inèrcia (es fa més compacte) llavors la seva velocitat de gir ha de augmentar perquè el moment angular es conservi. De la mateixa manera, si el cos augmenta el seu moment d’inèrcia (es fa més estès) llavors la seva velocitat de gir disminueix per conservar el seu moment angular. Això és justament el que observem en la patinadora.

Ara, tornant a l’estrella de neutrons recentment formada, hem de la seva mida disminuir molt, de manera que l’estrella gira més ràpid. Per tenir una idea de què tant augmenta el gir, suposem que el Sol es converteix en una estrella de neutrons. Si fem els càlculs arribaríem a que el Sol donaria una volta sobre el seu propi eix en 4 milisegons (sent una estrella “normal” triga al voltant de 26 dies en rotar sobre el seu propi eix).
La contracció de l’estrella no només fa que aquesta giri més ràpid, sinó que també fa que el seu camp magnètic es torni més intens. La intensitat d’un camp magnètic es pot representar esquemàticament segons què tan juntes estiguin les línies de camp magnètic. Com més juntes estan les línies, més intens és el camp.

Llavors, tenim un camp magnètic enorme girant a velocitats altíssimes. Això fa que una estrella de neutrons es comporti com un “far de llum”. Això passa ja que a poca distància de la superfície de l’estrella alguns electrons són atrapats pel camp magnètic generant ones de ràdio. Aquestes ones de ràdio tenen una direcció determinada pel camp magnètic, dins d’un feix. Aquest feix d’ones de ràdio gira amb l’estrella. Les estrelles de neutrons que tenen una posició tal que el feix de llum apunti directament cap a la Terra fan que nosaltres veiem una pulsació. Això succeeix ja que quan el feix de radiació apunta cap a nosaltres, ho podem dectectar, però mentre dóna la volta, el feix apunta en una altra direcció i no ho veiem, just com en un far.
Per tant, si algú a la Terra té un receptor d’ones de ràdio, aquest rebrà polsos regulars amb el període igual al de la rotació de l’estrella de neutrons. És per això que aquest tipus d’estrelles de neutrons són anomenades púlsars.

Els púlsars van ser descoberts de manera fortuïta, i la història és la següent.

A mitjans dels anys 60 Tony Hewish, un radioastrònom de la Universitat de Cambridge, va rebre diners per fabricar un radiotelescopi especial. Aquest telescopi estava destinat a mapejar quàsars i determinar les seves diàmetres angulars. Els quàsars són fonts molt poderoses de ràdio, els quals es creu estan en els confins de l’univers. A l’estudiar-es pot obtenir informació important sobre la vida primerenca de l’univers.
Aparentment els quàsars tenen diàmetres angulars molt petits, i s’havia observat que el seu senyal fluctuava ràpidament, centellejava. Aquest centelleig era degut a la turbulència del vent solar, i al estudiar es podia obtenir el diàmetre angular del quàsar. A causa d’aquestes característiques, el propòsit era buscar fonts de ràdio que fluctuaven ràpidament. Per poder detectar aquestes fluctuacions era necessari un radiotelescopi de gran àrea de recepció. És per això que Tony Hewish va construir un telescopi de gairebé 2 hectàrees de superfície (equivalent a la superfície de 57 pistes de tennis).
Jocelyn Bell era en aquest llavors una estudiant sota la supervisió de Tony Hewish, i era l’encarregada d’analitzar la informació obtinguda pel telescopi. Durant el sondeig, majorment rebia dos tipus de senyals: la primera era deguda als quàsars i la segona era interferència generada localment. No obstant això va començar a notar que esporàdicament podia observar-se un tercer tipus de senyal, el qual venia sempre de la mateixa ubicació en el cel. Va sentir curiositat i va decidir investigar aquest senyal més a fons. Finalment va resultar ser un senyal amb un pols de 1.33 segons de període. Els polsos eren molt ràpids i molt diaris, no s’assemblaven en res a les fonts de ràdio conegudes. És per això que al principi la senyal va ser anomenada LGM (Little Green Men, o Petits Homes Verds). Creien que el senyal podia ser deguda a gent d’una altra civilització que estava intentant comunicar-se amb nosaltres. Van seguir analitzant el senyal i estimar que la font es trobava dins de la Via Làctia.
Van seguir analitzant la resta del cel, i mesos després van trobar un senyal molt semblant amb un període de 25/01 segons que provenia d’una part completament diferent del firmament.

Va ser en aquest moment quan es van adonar que el que realment havien descobert era un tipus diferent d’estrella, ja que era molt improbable que dues civilitzacions d’extraterrestres hagin triat el mateix tipus de senyal al mateix temps per comunicar-se amb la Terra. Poc temps després es van trobar més senyals del mateix tipus, però van passar 6 mesos més perquè la comunitat astronòmica arribés a la conclusió que aquestes noves estrelles havien de ser estrelles de neutrons. A causa del grandària tan petit d’una estrella de neutrons i la seva baixa lluminositat, la forma més fàcil de localitzar-les és mitjançant els polsos que emeten. Una vegada que l’estrella de neutrons deixa d’emetre polsos és gairebé impossible localitzar-la, excepte per la interacció gravitacional amb altres cossos o l’emissió tèrmica de la seva superfície.

De fet, el púlsar que més ha estat estudiat es troba justament al centre de la Nebulosa del Cranc (esmentada en Explosió d’una Supernova). Aquest púlsar té un període de 33 milisegons, és a dir, gira sobre el seu eix 30 vegades per segon.

Astropèdia: Què es un quàsar?

La paraula quàsar en una abreviatura en anglès de “quasi-stellar ràdio sources”, que significa: “fonts de ràdio gairebé estelars”, rep aquest nom perquè el primer que es va descobrir semblava una estrella vist a través d’un telescopi, però quan van utilitzar altres tipus d’instruments per a estudiar aquests objectes, van descobrir que presentaven un fenomen conegut com “desplaçament cap al vermell”, que d’una manera senzilla, vol dir que aquest objecte s’està allunyant de la Terra, i en el cas d’aquesta “estrella “, el desplaçament cap al vermell era molt gran per a aquest tipus d’objectes, el que volia dir que estava massa lluny i que havia d’emetre grans quantitats de llum per veure’s d’aquesta manera, a més d’emetre grans quantitats de senyals de ràdio, el que es impossible per a una estrella tan llunyana.
Els quàsars són, segons les actuals teories de formació de galàxies, una de les primeres etapes en la formació de galàxies, suposadament tindrien en el seu centre un Forat Negre súper massiu (un forat negre és un sector de l’espai on la matèria està molt concentrada el que produeix una força de gravetat tan poderosa que atrau tot el que troba a prop seu, per mes info: click) i un gran disc de gas que l’envolta.
Recentment, el satèl.lit Chandra va observar que un d’aquests objectes es va encendre, és a dir que va començar a emetre grans quantitats de raigs X, produït probablement pel xoc amb un altre objecte, que pot ser una galàxia.
És important destacar que aquest tipus d’objectes es troben a més de 100 milions d’anys llum, que és la distància que recorre la llum en un any, que són una mica menys de 10 bilions de quilòmetres (la llum del sol triga aproximadament 8 minuts a arribar fins a la Terra).

Troben un deflector làser soviètic a la lluna, perdut durant 40 anys

Ha d’estar per aquí en algun lloc!!!

Ningú havia vist un reflector làser que els científics soviètics havien deixat a la Lluna fa gairebé 40 anys, tot i anys de recerca. Resulta que els investigadors havien estat buscant en la direcció equivocada. El 22 d’abril, un equip de físics finalment va veure una flamarada increïblement febles del reflector, que era transportada a través de la superfície lunar pel Lunokhod 1:00 rover (requadre). La troballa va ser gràcies a la Lunar Reconnaissance Orbiter de la NASA, que el mes passat fotografiava una gran zona on es va informar que el deflector s’havia quedat. A continuació, l’equip dirigit per Tom Murphy de la Universitat de Califòrnia a San Diego, va buscar el deflector amb l’ajut d’un telecopi làser de 3,5 metres situat al observatori Apache Point a Nou Mèxic ( USA ) fins que van arribar una reflexió podent així mesurar l’ubicació del rover.

El Lunojod 1 ( que es com es va batejar l’artefacte ) va ser transportat a la Lluna per la sonda Lluna 17, i l’allunatge va ser el 17 de novembre de 1970. El petit vehicle tenia vuit rodes, tenia una longitud de 2,22 mi 1,60 m d’ample i un pes de 756 kg. Teledirigit des de la Terra, explorar àmpliament el Mare Imbrium (Mar de les Pluges), realitzant en gairebé un any d’activitat més de 10 km de recorregut i transmetent a la Terra més de 20 000 imatges televisives i 200 vistes panoràmiques d’una zona de més de 80 000 metres quadrats. El reflector-làser dissenyat i construït per especialistes francesos va permetre obtenir unes mesures de la distància Terra-Lluna amb una exactitud 100 vegades superior a la dels mètodes tradicionals de ràdio localització. Durant 10 dies lunars, el Lunojod 1 obeir les ordres donades per l’equip de Terra, superant amb escreix els 90 dies terrestres que es van estimar de vida útil, deixant d’obeir als tècnics a l’octubre de 1971, en finalitzar la seva onzena nit lunar. La causa del cessament d’activitat d’aquesta sonda, va ser a causa del esgotament de la pila isotòpica de la calefacció de l’equip d’instruments, amb el consegüent congelació del mateix. Des que va deixar de funcionar, molts l’han tractat de trobar a la lluna, però semblava impossible (sobretot perquè era buscat a diversos quilòmetres de distància d’on realment estava). Excepte per aquest petit detall, la missió va ser tot un èxit. El retroreflector que utilitzava estava format per 14 reflectors en cantonada, cada un format per un prisma que actua com 3 miralls que formen la cantonada d’un cub. Aquest tipus de reflector té l’avantatge que si rep un raig de llum en certa direcció ho reflecteix exactament en la mateixa direcció, independent de l’orientació que tingui el reflector. Aquest tipus de reflector funciona com un joc de nens, si ho penses una miqueta.

Astropèdia: Què es un forat negre?

Per entendre el que és un forat negre comencem per una estrella com el Sol El Sol té un diàmetre de 1.390.000 quilòmetres i una massa 330.000 vegades superior a la de la Terra. Tenint en compte aquesta massa i la distància de la superfície al centre es demostra que qualsevol objecte col.locat sobre la superfície del Sol estaria sotmès a una atracció gravitatòria 28 vegades superior a la gravetat terrestre a la superfície.

Una estrella corrent conserva la seva mida normal gràcies al equilibri entre una altíssima temperatura central, que tendeix a expandir la substància estel.lar, i la gegantina atracció gravitatòria, que tendeix a contraure i rebregar-la.

Si en un moment donat la temperatura interna descendeix, la gravitació es farà propietària de la situació. L’estrella comença a contraure i al llarg d’aquest procés l’estructura atòmica de l’interior es desintegra. En lloc d’àtoms hi haurà ara electrons, protons i neutrons solts. L’estrella segueix contraient fins al moment en què la repulsió mútua dels electrons contraresta qualsevol contracció ulterior.

L’estrella és ara una «nana blanca». Si una estrella com el Sol patís aquest col lapse que condueix a l’estat de nana blanca, tota la seva massa quedaria reduïda a una esfera d’uns 16.000 quilòmetres de diàmetre, i la seva gravetat superficial (amb la mateixa massa però a una distància molt menor del centre) seria 210.000 vegades superior a la de la Terra.

En determinades condicions l’atracció gravitatòria es fa massa forta per ser contrarestada per la repulsió electrònica. L’estrella es contrau de nou, obligant als electrons i protons a combinar per a formar neutrons i forçant també a aquests últims a amuntegar-se en estret contacte. L’estructura neutrònica contraresta llavors qualsevol ulterior contracció i el que tenim és una «estrella de neutrons», que podria acollir tota la massa del nostre sol en una esfera de només 16 quilòmetres de diàmetre. La gravetat superficial seria 210.000.000.000 vegades superior a la que tenim a la Terra.

En certes condicions, la gravitació pot superar fins i tot la resistència de l’estructura neutrònica. En aquest cas ja no hi ha res que pugui oposar-se al col lapse. L’estrella pot contraure fins a un volum zero i la gravetat superficial augmentar cap a l’infinit.

Segons la teoria de la relativitat, la llum emesa per una estrella perd una mica de la seva energia al avançar contra el camp gravitatori de l’estrella. Com més intens és el camp, més gran és la pèrdua d’energia, la qual cosa ha estat comprovat experimentalment en l’espai i en el laboratori.

La llum emesa per una estrella ordinària com el Sol perd molt poca energia. La emesa per una nana blanca, una mica més, i l’emesa per una estrella de neutrons encara més. Al llarg del procés de col lapse de l’estrella de neutrons arriba un moment en què la llum que emana de la superfície perd tota la seva energia i no pot escapar.

Un objecte sotmès a una compressió més gran que la de les estrelles de neutrons tindria un camp gravitatori tan intens, que qualsevol cosa que s’aproximés a ell quedaria atrapada i no podria tornar a sortir. És com si l’objecte atrapat hagués caigut en un forat infinitament profund i no cessés mai de caure. I com ni tan sols la llum pot escapar, l’objecte comprimit serà negre. Literalment, un «forat negre».

Astropèdia: Exoplanetes per a principiants

Què són els exoplanetes?

Els planetes extra-solars (o exoplanetes) són planetes que orbiten altres estrelles diferents del sol. El primer d’ells es va detectar el 1995 i ara sabem de l’existència de més de 400 exoplanetes.
Els més petits exoplanetes són un parell de vegades més gran que la Terra, i molts són diverses vegades més gran que Júpiter. El fet que la majoria d’aquests planetes són molt més grans que la Terra es pensa que és perquè els planetes massius són actualment molt més fàcils de detectar que els petits.

Com es detecten?

Fins fa poc no ha estat possible veure els exoplanetes directament, ja que són a grans distàncies i en general eclipsats per la seva estrella mare, per aquest motiu s’utilitzen altres formes de detecció.
Els mètodes amb més èxit han estat els de mesurar la caiguda en la brillantor d’una estrella quan un planeta es mou davant d’ell, o en detectar el “balanceig” en la posició d’una estrella causada per l’estirada gravitatoria d’un planeta.
A causa del efecte Doppler rebem la llum de l’estrella a una longitud d’ona més llarga, ja que es mou una mica lluny de la Terra i en una longitud d’ona més curtes a mesura que avança cap a nosaltres, la forma en que canvia la longitud d’ona es pot utilitzar per calcular la massa de la planeta.

Quan una estrella es mou cap a un observador, els intervals entre les ones de llum descendeix de forma consecutiva, i la llum es detecta amb una major freqüència (o longitud d’ona). A mesura que s’allunya l’augment de intervals i la llum es detecta una freqüència més baixa (o menor longitud d’ona). L’import pel qual aquests canvis depèn de la rapidesa amb que l’estrella es mou, que a la vegada, depèn de la massa del planeta.

Podrien mantenir la vida?

Es pensa que la vida requereix aigua líquida, així que les condicions han de ser perfectes (ni molt calent, i no massa fred). La distància d’una estrella a la qual un planeta podria estar a la temperatura correcta és conegut com la “Zona rínxols d’Or “, o més prosaicament la zona habitable. Això varia amb la mida de l’estrella (per a les estrelles més grans i més calentes és més lluny). Els candidats més coneguts de planetes que es troben en zones habitables son en l’òrbita de nanes vermellas, unes estrelles amb una massa inferior a la meitat del sol.
El Telescopi Europeu Extremly Large Telescope – un telescopi revolucionari que serà el més gran del món amb un mirall de 42 m de diàmetre – i el Telescopi Espacial James Webb buscarà planetes semblants a la Terra, entre els exoplanetes que s’ha anat descobrint.

El Telescopi Europeu estarà ubicat o a Xile o a les Illes Canàries i s’espera que estigui acabat el 2016. Ens donarà un millor coneixement de l’espai, fins i tot millor que el telescopi espacial hubble.