Sistemes dobles i múltiples d’estrelles - castello.es · Exemples típics d’estrelles dobles...

Sistemes dobles i múltiples d’estrelles

Si mirem el cel estrellat amb uns prismàtics o telescopis veurem que hi ha una gran

quantitat d’estrelles que, en realitat, es desdoblen en dues molt juntes. En alguns casos es

tracta de dobles òptiques, és a dir, estrelles que estan en la mateixa direcció però a

distàncies molt diferents, sense cap relació física entre elles.

En altres casos les estrelles que veiem molt juntes tenen una estreta relació: es tracta

de sistemes de dues o més estrelles que giren al voltant d’un punt comú, el centre de

masses. Estan lligades por l’atracció gravitatòria, com el nostre sistema planetari.

Per caracteritzar la posició instantània d’un sistema binari s’utilitzen aquestes dades:

1. La magnitud aparent de les dues components.

2. La separació angular entre elles en segons d’arc.

3. L’angle de posició, és a dir, la posició de l’estrella més brillant respecto a la més

feble. Es compta en el sentit Nord, Est, Sud, Oest, Nord, de 0° a 360°.

El mètode més segur per distingir un sistema binari físic d’un d’òptic és detectar un

moviment de gir de l’estrella companya al voltant de la principal, però degut als llargs

períodes de revolució que solen presentar és pràcticament impossible detectar-lo

directament.

Podem tractar de buscar dades que ens ajuden a comprendre si es tracta de dobles

òptiques o físiques:

1. La distància a la qual es troben de la Terra (encara que l’error en la medura de

distàncies a les estrelles sol ser massa gran).

2. El moviment propi (moviment aparent respecte a les altres estrelles), que en el cas

de ser el mateix és un bon indici que es tracta d’un sistema físic.

Tot i que en un principi es creia que els sistemes físics eren poc freqüents, l’estudi

estadístic demostra que són bastant freqüents, no sols els dobles, sinó també els múltiples

(formats per diverses estrelles).

Exemples típics d’estrelles dobles son Mizar i Alcor a l’Ursa Major. Exemples de

sistemes múltiples són α−Centauri format por tres estrelles, o ε-Lyrae format per quatre.

Però no sempre podem desdoblar un sistema doble en estrelles, en ocasions estan

visualment tan prop que ni tan sols amb els millors telescopis podem separar-ne òpticament

els components. En alguns casos és possible detectar sistemes dobles per mètodes

alternatius. Segons el sistema usat es distingeixen:

• Binàries astromètriques: Són aquelles en què sols es pot deduir la presència de la

companya a través de les pertorbacions orbitals que causa en la estrella principal

(per exemple l’Estel de Bamard). En estudiar el moviment de l’estrella principal

respecte a la resta s’observen petites oscil·lacions degudes al seu moviment al

voltant del centre de masses.

• Binàries espectroscòpiques: Donat que les estrelles dobles es mouen al voltant

Sistemes estel·lars múltiples. Estrelles Variables 1 de 13

del centre de masses, la velocitat radial respecte de la Terra és diferent per a cada

component (sempre que el seu pla orbital no siga perpendicular a la direcció de la

Terra). Degut a l’efecte Doppler, en realitzar un espectre, les ratlles espectrals es

desdoblen, demostrant l’existència d’una estrella companya. A partir de la separació

entre les ratlles es poden obtindre algunes dades de l’òrbita.

Les estrelles variables

Són les que canvien amb relativa rapidesa de magnitud aparent. aquest canvi pot

deure’s a factors externs o a factors intrínsecs de l’estrella.

Un exemple de variacions degudes a factors externs són les binàries eclipsants. En

aquest cas, el pla orbital del sistema està pràcticament de perfil respecte a la Terra. Quan

s’alineen la Terra i ambdues estrelles es produeix un eclipsi que es tradueix en una variació

de la magnitud de l’estrella principal.

Classificació de les estrelles variables

Aquestes poden ser intrínseques o extrínseques.

• Estrelles variables intrínseques: són aquelles en les quals la variabilitat es deu a

canvis en las propietats físiques de les pròpies estrelles. Aquesta categoria pot dividir-se en

tres subgrups:

• Variables polsants: aquelles el radi de les quals s’expandeix i es contrau com

a part del seu procés evolutiu natural.

• Variables eruptives: aquelles que experimenten erupcions a les seues

superfícies, com flamerades o ejeccions de matèria.

• Variables cataclísmiques: aquelles que experimenten algun canvi cataclísmic

de les seues propietats físiques, com les noves i les supernoves.

• Estrelles variables extrínseques: són aquelles en las quals la variabilitat es deu a

propietats externes, com la rotació o eclipsis. N’hi ha dos subgrups:

• Binàries eclipsants: aquelles en las quals, segons es veuen des de la Terra,

una estrella del parell eclipsa l’altra ocasionalment degut a les seues translacions

orbitals.

• Variables rotants: aquelles la variabilitat de les quals és causada per algun

fenomen relacionat amb la seua pròpia rotació. Es donen casos d’estrelles amb

taques solars de proporcions extremes, que afecten a la seua brillantor aparent, o

estrelles que, por tindre una velocitat de rotació molt elevada, tenen forma

el·lipsoïdal.

Aquests subgrups es poden dividir en diversos tipus més específics, que generalment

obtenen la seua designació del nom de l’estrella prototípica. Per exemple, les noves nanes

s’anomenen estrelles U Geminorum, ja que la primera estrella d’aquest tipus a ser

identificada fou U Geminorum.


Tipus de variables eclipsants:

• Tipus β Persei: La seua representant típica és Algol (β Persei). Són estrelles

pràcticament esfèriques amb períodes de revolució molt variables.

• Tipus β Lyrae: Es tracta de dues estrelles el·lipsoïdals de diferent grandària amb

períodes superiors a un dia.

• Tipus W Ursae Maioris: Estrelles el·lipsoïdals de la mateixa grandària amb períodes

normalment inferiors al dia.

Variables físiques o intrínseques.

Són estrelles que presenten variacions de brillantor més o menys regulars en el

temps. Encara que algunes d’elles són totalment irregulars. Aquestes variacions es deuen a

fenòmens que succeeixen en la pròpia estrella.

1. Variables polsants:

a) Cefeides de període llarg. Són súper gegants amb períodes d’entre 1 i 50 dies,

el canvi de brillantor de les quals es deu a una pulsació, una variació del radi de

l’estrella que modifica la temperatura superficial. El període de pulsació està

relacionat amb la magnitud absoluta de l’estrella, pel que se las sol usar com a

indicador de distancia per a altres galàxies. El seu representant típic és δ Persei.

b) Estrelles RR Lyrae. Són variables polsants amb períodes inferiors a 1.5 dies.

Apareixen principalment en cúmuls globulars pel que se les coneix com a

variables de cúmul. Les corbes de llum no són tan estables como en las

cefeides.

c) Estrelles δ Scuti. Presenten períodes extremadament curts, fins d’1 hora

només. Són poc freqüents.

d) Estrelles β Canis maioris o β Cephei. Són estrelles polsants de període d’entre

3 i 6 hores amb escassa variació de magnitud.

e) Estrelles tipus Mira. Són gegants roges amb períodes d’entre 80 i 1.000 dies

amb una variació de magnitud molt acusada. De fet foren les primeres variables

que es van descobrir.

f) Variables semiregulars. Es tracta de gegants i súper gegants pulsants però el

seu transcurs no és estrictament periòdic. Exemples d’aquest tipus són Antares i

Betelgeuse.

g) Estrelles RV Tauri. Són estrelles d’alta lluminositat i presenten variacions de 3

magnituds aproximadament amb períodes d’entre 50-150 dies.

h) Estrelles α2 Canum venaticorum. Mostren variacions d’intensitat en

determinats grups de ratlles espectrals i, sovint, fluctuacions del camp magnètic.

i) Variables irregulars. Presenten corbes de llum amb oscil·lacions sense cap

període.


2. Variables eruptives

a) Noves. Reben aquest nom a partir de

l’observació de la (súper)nova de 1572

(SN1572) per Tycho Brahe i Jerónimo

Muñoz, que fou descrita en el llibre del

primer De Nova Stella on s’usa per

primera vegada el terme «nova» degut

a què es creia que eren estrelles

completament noves. Ja en aquest

segle es va descobrir que en realitat

eren estrelles que presentaven una explosió que feia augmentar la seua

brillantor bruscament en vàries magnituds. Després descendeix ràpidament la

seua brillantor fins assolir una magnitud pràcticament igual que abans de

l’explosió. Estudis recents demostren que las noves estan situades en sistemes

binaris, pel que les explosions observades podrien deure’s a un intercanvi de

matèria entre les estrelles del sistema. Es classifiquen en noves ràpides (Na),

noves lentes (Nb), noves molt lentes (Nc), noves recurrents (Nd).

b) Variables similars a les noves (també anomenades noves tipus Ne). Són

estrelles d’un tipus poc corrent que presenten erupcions similars a les de les

noves.

c) Estrelles R Coronae borealis. Estrelles súper gegants que pateixen una

disminució sobtada de la brillantor per, després d’un període més o menys

prolongat, recuperar la brillantor anterior.

d) Estrelles RW Aurigae. Són estrelles amb una variació de llum completament

irregular.

e) Estrelles T Tauri. Quasi sempre van associades a núvols de matèria

interestel·lar pel que també se les coneix com a variables nebuloses. Deu

tractar-se d’estrelles molt joves. El canvi de llum podria deure’s a una interacció

entre l’atmosfera estel·lar i la matèria interestel·lar circumdant.

f) Estrelles U Geminorum o SS Cygni. Són estrelles que presenten normalment

petites oscil·lacions de brillantor i de sobte augmenten entre 2 i 6 magnituds en

molt pocs dies. Després descendeixen lentament de brillantor.

g) Estrelles Z Camelopardalis. Paregudes a las SS Cygni però amb interrupcions

ocasionals.

h) Estrelles UV Ceti. Nanes roges que experimenten bruscament explosions de

brillantor que no solen durar més enllà d’unes poques hores.

Supernoves

Un cas molt especial de variació brusca de brillantor són les supernoves. No es tracta

d’estrelles variables pròpiament dites sinó d’una gegantina explosió.

Una supernova (del latín nova, del mateix significat) és una explosió estel·lar que pot

manifestar-se de forma molt notable, inclús a simple vista, en llocs de l’esfera celeste on


abans no s’havia detectat res en particular. Por aquesta raó, a esdeveniments d’aquesta

natura se’ls anomenà inicialment stellae novae («estrelles noves») o simplement novae.

Amb el temps es feu la distinció entre fenòmens aparentment similars però de lluminositat

intrínseca molt diferent; els menys lluminosos continuaren anomenant-se novae (noves), en

tant que als més lluminosos se’ls agregà el prefix «super-».

Les supernoves produeixen llampades de

llum intensíssimes que poden durar des de vàries

setmanes fins a diversos mesos. Es caracteritzen

per un ràpid augment de la intensitat fins assolir

un màxim, per després decréixer en brillantor de

manera més o menys suau fins desaparèixer

completament.

S’han proposat diversos escenaris per al

seu origen. Poden ser estrelles massives que ja

no poden desenrotllar reacciones termonuclears

en el seu nucli, i que són incapaços de sostindre’s per la pressió de degeneració dels

electrons, cosa que les porta a contraure’s sobtadament (col·lapse) i generar, en el procés,

una forta emissió d’energia. Un altre procés encara més violento, capaç de generar

llampades inclús molt més intenses, pot succeir quan una nana blanca membre d’un sistema

binari tancat rep prou massa de la seua companya com per superar el límit de

Chandrasekhar i procedir a la fusió instantània de tot el seu nucli: això dispara una explosió

termonuclear que expulsa quasi tot, si no tot, el material que la formava.

L’explosió de supernova provoca la expulsió de les capes externes de l’estrella

mitjançant poderoses ones de xoc, enriquint l’espai que l’envolta amb elements pesats. Les

restes eventualment componen núvols de pols i gas. Quan el front d’ona de l’explosió

assoleix altres núvols de gas i pols propers, les comprimeix i pot desencadenar la formació

de noves nebuloses solars que originen, després d’un cert temps, nous sistemes estel·lars

(potser amb planetes, en estar las nebuloses enriquides amb els elements procedents de

l’explosió).

Aquests residus estel·lars en expansió s’anomenen romanents i poden tindre o no un

objecte compacte al seu interior. aquest romanent acabarà per diluir-se en el medi

interestel·lar al cap de milions d’anys.

Les supernoves poden alliberar vàries vegades 1044 J d’energia. Açò ha resultat en

l’adopció del foe (1044 J) com a unitat estàndard d’energia en l’estudi de supernoves.

Classificació

La classificació de les supernoves té raons històriques, i va nàixer dels primers

intents, per part dels astrònoms, de comprendre-les; és així como es començà agrupant-les

d’acord a las línies d’absorció de diferents elements químics que apareixen en els seus

espectres.

La primera clau per a la divisió és la presència o absència d’hidrogen. Si l’espectre

d’una supernova no conté una línia d’hidrogen és classificada com a tipus I; del contrari, es

la classifica com a tipus II.


http://es.wikipedia.org/wiki/Archivo:Supernova%26galaxia.png

Dins d’aquests dos grups principals hi ha també subdivisions d’acord a la presència

d’unes altres línies:

• Tipus I. (Sense línies de Balmer de l’hidrogen)

◦ Tipus Ia. Línia Si II a 615.0 nm

◦ Tipus Ib. Línia He I a 587.6 nm

◦ Tipus Ic. Sense línies de l’heli

• Tipus II (Amb línies de Balmer de l’hidrogen)

◦ Tipus II-P. Decreixement de la lluminositat amb altiplà

◦ Tipus II-L. Decreixement de la lluminositat lineal

Tipus Ia

Les supernoves de tipus Ia són, amb diferència, les més potents de totes; poden

emetre una brillantor vàries vegades superior al de la galàxia que les acull.

Les supernoves de tipus Ia manquen d’heli i presenten, en canvi, una línia de silici en

l’espectre. La teoria més acceptada amb respecte a aquest tipus de supernoves suggereix

que són el resultat de l’acreció de massa per part d’una nana blanca de carboni-oxigen des

d’una estrella companya, generalment una gegant roja. Açò pot succeir en sistemes

estel·lars binaris molt propers. Ambdues estrelles tenen la mateixa edat i els models

indiquen que quasi sempre tindran una massa semblant. Però normalment sempre hi ha una

de més massiva que l’altra i unes lleugeres diferències en aquest aspecte fan que la més

massiva evolucione (abandone la seqüència principal) abans que l’estrella de menor massa.

Una estrella amb menys de 8-9 masses solars evoluciona, al final de la seua vida, en una

nana blanca. Per això és corrent que, en les seues etapes finals, un sistema binari estiga

constituït per una nana blanca i una gegant roja amb les seues capes exteriors molt

expandides.

Aquest embolcall, bàsicament d’hidrogen i heli, està poc cohesionada

gravitatòriament, pel que és capturada fàcilment per la nana blanca. Al voltant de cada

estrella hi ha un perímetre d’influència, delimitat per una superfície equipotencial

anomenada lòbul de Roche, en el que predomina la seua força de gravetat. Si parteix de

l’embolcall de la gegant roja, que sempre tendeix a augmentar de volum, invadeix el lòbul de

la nana blanca, serà atreta per aquesta.

El material s’ha de dipositar amb bastant rapidesa perquè no s’encenga la capa

superficial d’hidrogen (si això passa, es tracta d’una nova, com ja hem vist). Si el ritme

d’acreció és l’adequat, la massa de la nana blanca aviat assoleix el límit de Chandrasekhar,

moment en què els electrons degenerats ja no són capaços de sostindre l’objecte.

L’augment de pressió resulta en el col·lapse de l’estrella, les temperatures de les quals es

disparen fins arribar a iniciar la fusió del carboni en el seu nucli. Aquesta ignició abasta tota

l’estrella, començant en el centre i estenent-se ràpidament fins a les capes més externes.

Com que tenen molt poc hidrogen en superfície, aquest s’ionitza ràpidament, tornant-se

transparent i indetectable quan es llegeixen els espectres d’aquestes llampades lluminoses.

La manera en què propaga l’energia de l’explosió en l’interior de la nana es encara objecte

de debat entre els científics. Si bé se suposa que la font principal d’energia està en el

centre, es desconeix si hi ha altres punts simultanis d’ignició que generen ones de xoc

convergents que potencien el rendiment de l’explosió. Les turbulències generades per la


inestabilitat de Rayleigh-Taylor semblen ser causa d’una ràpida propagació del front

d’ignició en tot el volum de l’estrella. Es desconeix com aquesta ignició fa la seua transició

de deflagració subsònica a detonació supersònica.

Durant la detonació se crema, en qüestió de segons, una quantitat de carboni que a

una estrella normal li portaria segles. Aquesta enorme energia allibera una poderosa ona de

xoc que destrueix l’estrella, expulsant tota la seua massa a velocitats d’uns 10.000 km/s.

L’energia alliberada en l’explosió també causa un augment extrem en la lluminositat, pel que

aquestes supernoves arriben a ser les més lluminoses de totes, emetent al voltant de 1044 J

(1 foe). Normalment no queden rastres de l’estrella que originà el cataclisme, sinó només

restes de gas i pols sobreescalfats en ràpida expansió. La desaparició, per tant, del campo

gravitatori de la nana blanca, produeix un canvi en la trajectòria de l’estrella veïna, si

aquesta va poder sobreviure a la detonació. En no vore’s sotmesa a la força d’atracció de

l’estrella destruïda, l’altra eixirà disparada en la direcció que seguia en el moment de l’esclat,

com si d’una «fona» es tractara. Aquestes estrelles fugitives es poden en principi detectar ja

que haurien de tindre velocitats molt majors que les del seu entorn.

Paga la pena recalcar novament que el mecanisme que produeix les supernoves de

tipus Ia és, en cert mode, similar al de las noves, però en aquestes la nana blanca acreta

matèria més lentament, encenent-se’n la superfície abans que la massa total assolisca el

límit de Chandrasekhar. aquest fenomen en general no causa el col·lapse de la nana

blanca, pel que pot repetir-se successivament, que no és el caso de las supernoves.

Les supernoves de tipus Ia són fenòmens molt rars ja que requereixen uns requisits

molt estrictes per a la seua formació. En primer lloc, sols es produirien en sistemes binaris

composts per estrelles de massa intermèdia i baixa. Aquests sistemes en principi són

bastant corrents, però encara hi ha més restriccions. La suma de les masses d’ambdues

estrelles ha de ser major que la massa de Chandrasekhar (1,44 MSol). Han d’estar bastant

prop com perquè els seus lòbuls de Roche puguen ser invadits por l’embolcall de la gegant

roja en expansió. De ser possible, l’embolcall de la gegant hauria d’engolir a la nana blanca,

la qual cosa garantiria una absorció ràpida del material i la seua frenada degut a la fricció

amb el gas estel·lar. Això tancaria encara més a la binària, la qual cosa augmentaria el ritme

de l’acreció. Si l’absorció fóra massa lenta i pausada, ocorreria l’esmentat fenomen de nova

periòdica.

També pot existir una supernova tipus Ia generada per la fusió de dues nanes

blanques del mateix sistema binari. Pot passar que cap de les dues aconseguisca per ella

sola emmagatzemar la suficient massa como per generar una supernova, però juntes, en

canvi, poden superar la massa de Chandrasekhar. Dues nanes blanques en rotació emeten

ones gravitatòries i, amb el temps, les seues òrbites s’apropen i acceleren, la qual cosa al

seu torn accelera l’emissió d’ones i retroalimenta el procés. Pot arribar un moment en què

una de les dues nanes (la menys massiva), es disgregue i forme un torus (forma de

«dònut») a voltant de l’altra estrella. Després, el material del disc comença a caure sobre la

superfície. El ritme no deu ser ni molt lent ni molt ràpid tampoc, ja que en qualsevol dels

casos es produiria la crema prematura del carboni a la superfície.


Corba de llum d’una supernova de tipus Ia.

El seu màxim d’emissió és el major entre tots els

tipus de supernova. S’hi aprecia perfectament la

fase d’emissió del níquel diferenciada de la del

cobalt. Com més ràpid decreix la llum menor és el

màxim. aquest fet permet l’ús d’aquests objectes

com a candeles estàndard de precisió.

Les supernoves de tipus Ia posseeixen una

corba de llum característica. Prop del moment de

lluminositat màxima, l’espectre conté línies d’elements de massa intermèdia que van des de

l’oxigen fins al calci (presents a les capes externes de l’estrella). Mesos després de

l’explosió, aquests elements s’han fet totalment transparents i la llum que domina és la que

prové dels elements més pesats procedents del nucli. En el màxim d’emissió es concentra la

llum emesa pel níquel-56. Aquest va decaient per radioactivitat a cobalt-56, també

radioactiu. En un moment donat, l’emissió de llum és dominada pel cobalt, els fotons d’alta

energia del qual suavitzen la corba de decreixement de la brillantor. La lluminositat acaba

amb la conversió de tot el cobalt en ferro-56, que emetrà las línies més tardanes producte

del seu estat ionitzat.

A diferència d’altres tipus de supernoves, las de tipus Ia es troben en tot tipus de

galàxies, incloent-hi las el·líptiques. Així mateix, tampoc no mostren cap preferència per

regions de formació estel·lar. Això és així perquè els successos que desemboquen en una

supernova Ia poden durar molt de temps en termes estel·lars, sobretot l’aproximació dels

dos cosos. A més no s’originen a partir de estrelles molt massives, pel que no tenen per què

ubicar-se en zones de formació estel·lar recent (on es troben les gegants blaves), de mode

que poden donar-se en les regions més velles de les galàxies. Aquesta particularitat permet

encontrar-les mirant qualsevol part del cel, amb una distribució homogènia amb probabilitat

constant allà on hi haja galàxies.

Donada la similitud en les formes i en la magnitud de les corbes de llum de totes les

supernoves de tipus Ia observades fins ara, s’utilitzen com a mitjana estàndard de

lluminositat en astronomia extragalàctica, cosa que en termes astrofísics s’anomena

candela estàndard; en aquest cas, es poden calibrar amb una dècima de magnitud. Els

avantatges respecte a les altres candeles estàndard, com les cefeides clàssiques, és que la

seua alta lluminositat permet detectar-les en galàxies molt llunyanes, i ajuden a inferir

distàncies a objectes que, altrament, seria impossible calcular. La raó de la similitud de les

corbes de lluminositat és encara qüestió de debat, però sembla estar relacionada, en part,

amb el fet que les condicions inicials en què es generen aquests fenòmens siguen quasi

idèntiques. Aquestes propietats tan favorables han revolucionat la cosmologia, i han permès

revelar l’expansió accelerada de l’univers gràcies al seu ús estadístic.

A la Via Làctia, el candidat més conegut per a aquest tipus de supernova és IK Pegasi

(HR 8210), localitzat a una distància de només 150 anys llum. Aquest sistema binari està

format per una estrella de seqüència principal i una nana blanca, separades només per

31 milions de km. La nana té una massa estimada d’1,15 vegades la massa solar. Es pensa

que passaran diversos bilions d’anys abans que la nana blanca arribe a la massa crítica per

convertir-se en una supernova tipus Ia.


Tipus Ib i Ic

Els espectres de les supernoves de tipus Ib i Ic no mostren la línia del silici present en

els espectres de les Ia; es creu que són estrelles al final de la seua vida (com les tipus II),

però que van perdre tot l’hidrogen en etapes anteriors, pel que les línies d’aquest element

no apareixen als seus espectres. En particular, es pensa que les supernoves de tipus Ib

resulten del col·lapse d’una estrella Wolf-Rayet que ha expulsat tot el seu embolcall

d’hidrogen per mitjà dels intensos vents propis. També se’n coneixen diverses en sistemes

binaris: en aquest cas, l’estrella companya pot ajudar a deslligar gravitatòriament el gas de

l’embolcall de l’altra estrella, la que no necessita ser tan massiva com una Wolf-Rayet

aillada. En casos extrems, quan no sols se’n va l’hidrogen sinó també l’heli, pot quedar

exposat el nucli de carboni, i aquest seria l’escenari d’una supernova Ic. El procés de

l’explosió d’aquestes supernoves és essencialment el mateix que el de les supernoves de

col·lapse gravitatori típiques, les tipus II.

Tipus II

Les supernoves de tipus II són el resultat de la impossibilitat de produir energia un cop

que l’estrella ha assolit l’equilibri estadístic nuclear amb un nucli dens de ferro i níquel.

Aquests elements ja no poden fusionar-se per donar més energia, sinó que requereixen

energia per fusionar-se en elements més pesats. La barrera potencial dels seus nuclis és

massa forta perquè la fusió siga rendible pel que aquest nucli estel·lar inert deixa de

sostindre’s a ell mateix i les capes que té per sobre. La desestabilització definitiva de

l’estrella s’esdevé quan la massa del nucli de ferro assoleix el límit de Chandrasekhar, cosa

que normalment dura sols uns dies. Llavors el seu pes venç la pressió que aporten els

electrons degenerats del nucli i aquest col·lapsa. El nucli arriba a escalfar-se fins als

3.000 milions de graus, moment en què l’estrella emet fotons de tan alta energia que fins i

tot són capaços de desintegrar els àtoms de ferro en partícules alfa i neutrons en un procés

anomenat fotodesintegració; aquestes partícules són, alhora, destruïdes per altres fotons,

generant-se així una allau de neutrons en el centre de l’estrella.

Aquestes reaccions són endotèrmiques, pel que no ajuden a sostindre el nucli

compacte i aquest segueix col·lapsant, emetent més i més neutrons cada vegada. De fet

provoquen un refredament del nucli, cosa que es tradueix en una menor pressió i, per tant,

en una acceleració del procés. Els propis àtoms de ferro capten part de l’immens flux de

neutrons, transformant-se en elements més pesats per mitjà del fenomen anomenat captura

de neutrons, o procés-r.

El nucli es contrau tan ràpidament que deixa un espai de baixa densitat quasi buit

entre ell i la resta de l’estrella. L’embolcall, per la seua part, comença a caure sobre el nucli i

va frenant-se per un al·luvió de fotons de freqüència extrema, que foto-desintegren les

capes més interiors d’aquest embolcall. Aquesta destrucció de nuclis no sols transmet

moment sinó que també produeix un flux de neutrons i protons que seran capturats per les


capes següents per formar elements més pesats. Simultàniament, les densitats enormes

que s’assoleixen dins la «sopa» de nuclis pesats i electrons en què s’ha convertit el nucli

super compactat possibiliten una nova reacció. Els electrons del nucli estel·lar comencen a

caure sibre els nuclis atòmics reaccionant amb els protons per formar neutrons en un procés

anomenat captura d’electrons pel que, a poc a poc, el nucli es va convertint en una massa

de neutrons molt densa anomenada neutrònium. Els processos de foto-desintegració i de

captura d’electrons acceleren encara més l’enfonsament de l’estrella ja que, a més, ara

també la pressió de degeneració perd força ràpidament.

Però la captura d’electrons no sols resulta en la producció de neutrons sinó que també

en la de neutrins. La captura es produeix a tal ritme que es genera un flux explosiu de

neutrins que és arrastrat pel col·lapse fins que la seua abundància creixent el fa degenerar i,

bloquejar així la captura de nous electrons. Per breus instants els electrons ni tan sols

poden seguir combinant-se amb els protons, ja que no hi ha lloc en l’espai de fases on

col·locar els neutrins que en resultarien, fet i fet que aquests estan ja degenerats. Però això

no tarda a resoldre’s ja que, a conseqüència d’aquest taponament, es produeix un

escapament dels neutrins del nucli que s’enduu una gran quantitat d’energia, fet que

reactiva les captures i re-alimenta als fronts d’ona de neutrins que s’expandeixen amb gran

rapidesa. L’emissió de neutrins durarà uns 10 segons.

Les capes externes del material que cauen envers el nucli es troben de camí amb el

front de xoc de l’allau de neutrins, també anomenat neutrinosfera. A través d’un procés que

encara no es comprèn totalment, part de l’energia alliberada en l’explosió de neutrins és

transferida a les capes externes de l’estrella. Es creu que, com pot vore’s a la fórmula

següent, els neutrins són capaços de generar fotons mitjançant un procés invers al de

generació de foto-neutrins (vegeu: Neutrins tèrmics).

Quan l’ona de xoc aconsegueix la superfície de l’estel diverses hores més tard, ocorre

un increment enorme de la seva lluminositat. Si la massa del nucli col·lapsant és prou

menuda, entre 1,5 i 2,5 masses solars, els propis neutrons podran frenar el col·lapse; sinó

seguirà contraient-se fins concentrar-se tota la matèria en una singularitat, formant així un

forat negre. Aquesta frontera entre estel de neutrons i forat negre no està ben definida a

causa de la falta d’enteniment dels processos del col·lapse d’una supernova.

En el cas de les supernoves que generen estels de neutrons, les capes externes amb

prou feines si arriben a xocar amb la superfície del nucli compacte. És possible que ni

l’aconseguisquen i abans hagen estat escombrades pel flux de neutrins. En les que acaben

en forats negres, inicialment sí que es forma un estel de neutrons però la coberta posseeix

tanta massa i embranzida que gran part d'aquesta cau sobre l'estrella de neutrons fent que

supere la massa màxima d'unes 2,5 masses solars, encara que aquest límit tampoc no es

coneix amb exactitud.

L’energia desenvolupada per una supernova de tipus II típica és d'uns 1046 J (uns

100 foes) emesos en els 10 segons de flux explosiu de neutrins. De tota aquesta energia,

tan sols 1 foe és absorbit pel material, i es re-emet en forma d’energia cinètica del material


en expansió. Entre 0,01 i 1 foes s’emeten en forma d’energia lluminosa. Aquesta última és

l’energia detectable òpticament. Les supernoves amb millor rendiment són les que deixen

estrelles de neutrons com a romanents ja que, en aquest cas, el percentatge de massa

expulsat és màxim. En el cas de les que deixen un forat negre, l'expansió serà menys

eficient perquè gran part de l'energia de l'explosió quedarà atrapada en ell. En qualsevol

cas, les supernoves de col·lapse difícilment s'aproparan al foe complet que alliberen les

supernoves tipus Ia.

La qüestió de com les supernoves aconsegueixen emetre tota aquesta energia encara

no s'entén bé. De fet, els models realitzats per ordinador no donen explosió alguna o, si la

donen, aquesta és molt marginal. S’ha especulat sobre tot un seguit de factors que podrien

influir en la potència de l’explosió, o que fins i tot podrien ser crucials perquè aquesta es

produïra. En primer lloc pot estar la força centrífuga, que és màxima en el plànol equatorial i

que, sens dubte, té una contribució positiva ajudant al fet que la material escape. Amb la

compressió de l’estrella aquesta força hauria d’accentuar-se per la conservació del moment

angular de l’estrella. D’altra banda estan els camps magnètics que també haurien de

contribuir amb la seua pressió magnètica. Aquests dos aspectes s’ometen en els models

perquè ni tenen simetria esfèrica ni es poden fixar degudament en desconèixer-se les seues

magnituds, que d’altra banda han de ser diferents per a cada estrella.

Les supernoves de tipus II poden dividir-se

en els subtipus II-P i II-L. Els tipus II-P assoleixen

un altiplà en la seua corba de llum mentre que els

tipus II-L posseeixen un decreixement lineal en

la seva corba. La causa d'això es creu que és per

diferències en l’embolcall dels estels. Les

supernoves de tipus II-P tenen un gran embolcall

d’hidrogen que atrapa l’energia alliberada en

forma de rajos gamma i l’alliberen en freqüències

més baixes, mentre que les de tipus II-L es creu que posseeixen embolcalls molt menors,

convertint una menor quantitat d'energia de rajos gamma en llum visible.

Als gràfics de lluminositat relativa s’observa, a més de l’existència o no d’altiplà, que

las supernoves de tipus II tenen un cim notablement menys accentuat que les SNIa.

Les masses dels estels que donen lloc a supernoves estan entre unes 10 masses

solars i unes 40 o 50. Més enllà d'aquest límit superior (que tampoc es no coneix amb

exactitud), els moments finals de l’estrella són implosions completes en les quals res escapa

al forat negre que es forma ràpidament i directa, engolint-s’ho tot abans que un sol raig de

llum en puga eixir. Aquestes estrelles literalment s'esvaeixen en morir.

S’ha especulat que algunes estrelles excepcionalment massives podrien produir

hipernoves en extingir-se. L’escenari proposat per a aquest fenomen diu que després de la

transformació sobtada del nucli en forat negre, dels seus pols brollaran dos jets de plasma

relativista. Aquestes intenses emissions es produirien en la banda de freqüències dels rajos

gamma i podrien ser una explicació plausible per a les enigmàtiques explosions de rajos

gamma.


La primera fase de la supernova és un col·lapse ràpid del nucli incapaç de sostenir-se. Això

comporta una forta emissió de fotons i neutrons que són absorbits per les capes interiors frenant

així el seu col·lapse. Simultàniament un front de xoc de neutrins es genera durant la

neutronització del nucli compacte. Finalment, la neutrinosfera xoca contra la coberta i transmet

el seu moment expulsant les capes i produint l’explosió de supernova.

Supernoves destacades

A continuació es mostra un llistat de les supernoves més importants vistes des de la

Terra en temps històrics. Les dates indiquen el moment d’observació. En realitat, les

explosions van ocórrer molt abans, ja que la seua llum ha tardat centenars o milers d’anys a

arribar:

• 185 – SN 185 – referències a la Xina i possiblement a Roma. Anàlisi de dades

presos en raigs X per l’Observatori Chandra suggereixen que les restes de la

supernova RCW 86 corresponen a aquest esdeveniment històric.

• 1006 – SN 1006 – Supernova molt brillant; referències oposades a Egipte, l'Iraq,

Itàlia, Suïssa, la Xina, Japó i, possiblement, França i Síria.

• 1054 – SN 1054 – Va ser la que va originar l’actual Nebulosa del Cranc, se’n té

referència pels astrònoms xinesos i, segurament, pels nadius americans.

• 1181 – SN 1181 – En donen notícia els astrònoms xinesos i japonesos. La

supernova esclata a Cassiopea i deixa com a romanent l’estrella de neutrons 3C 58

que és candidata a ser estel estrany.

• 1572 – SN 1572 – Supernova a Cassiopea, observada per Tycho Brahe i Jerónimo

Muñoz, descrita en el llibre del primer De Nova Stella on s’usa per primera vegada el

terme «nova».

• 1604 – SN 1604 – Supernova a Ophiuchus, observada per Johannes Kepler; és

l’última supernova vista en la Via Làctica.

• 1885 – S Andromedae a la Galàxia d’Andròmeda, descoberta per Ernst Hartwig.

• 1987 – Supernova 1987A al Gran Núvol de Magalhães, observada unes hores

després de la seua explosió, va ser la primera oportunitat de posar a prova a través

de les observacions directes les teories modernes sobre la formació de les

supernoves.

• – Cassiopeia A – Supernova a Cassiopea, no observada a la Terra, però s'estima

que va explotar fa uns 300 anys. És el romanent més lluminós en la banda de ràdio.

• 2005 – SN 2005ap – Aquesta supernova de tipus II és de moment la més brillant mai

observada. Va arribar a ser fins a huit vegades més brillant que la Via Làctica. Això

la fa superar en gairebé dues vegades a SN 2006gy.


• 2006 – SN 2006gy – Al nucli de la galàxia NGC 1260, és la segona més gran que

s’ha pogut observar, cinc vegades més lluminosa que les supernoves vistes

anteriorment, la seua resplendor va ser de 50.000 milions de vegades la del Sol. Es

va originar per l’explosió d’una estrella de 150 masses solars.

Galileu va usar la supernova 1604 com a prova contra el dogma aristotèlic imperant

llavors, segons el qual el cel era immutable.

Les supernoves deixen un romanent estel·lar; l’estudi d’aquests objectes ajuda molt a

ampliar els coneixements sobre els mecanismes que les produeixen.

El paper de les supernoves en l’evolució estel·lar

Les supernoves contribueixen a enriquir el mitjà interestel·lar amb metalls (per als

astrònoms, «metall» és tot element més pesat que l’heli). Així, després de cada generació

d’estrelles (i, conseqüentment, de supernoves), la proporció d’elements pesats del mitjà

interestel·lar augmenta. Majors abundàncies en metalls tenen importants efectes sobre

l’evolució estel·lar. A més, només els sistemes estel·lars amb metal·licitat prou alta poden

arribar a desenvolupar planetes. Una major metal·licitat comporta doncs una major

probabilitat de formació de planetes, però també contribueix a formar estels de menor

massa. Això és a causa que el gas acretat per la protoestrela és més sensible a l’efecte del

vent estel·lar com més elements pesats tinga, ja que aquests absorbeixen millor els fotons.

Alex Filippenko i els seus col·laboradors postulen que les majors supernoves (com la

SN 2005ap i la SN 2006gy) haurien estat produïdes per estrelles molt massives (de 100 o

més masses solars, en els casos citats 150 masses solars), i que estrelles d’aquestes

característiques haurien constituït la primera generació d’estrelles; en esclatar com a

gegantesques supernoves haurien difós en l’univers els elements químics a partir dels quals

es van generar les noves estrelles (i astres en general). Aquests elements químics serien en

definitiva els que constitueixen cada ens material conegut, inclosos els éssers humans.


Tra

du

cció

d’A

nto

ni D

ua

lde

, 20

13

Sistemes dobles i múltiples d’estrelles - castello.es · Exemples típics d’estrelles dobles...

Documents

Transcript of Sistemes dobles i múltiples d’estrelles - castello.es · Exemples típics d’estrelles dobles...