Astrofísica estelar
campo magnético estelar es un campo magnético generado por el movimiento delplasma conductivo dentro de una estrella en la secuencia principal. Este movimiento se crea por convección, que es una forma de transporte de energía que involucra al movimiento físico de material. El campo magnético ejerce una fuerza sobre el plasma, aumentando efectivamente la presión sin una ganancia comparable en la densidad. Como resultado, la región magnetizada se eleva relativamente con respecto al resto del plasma, hasta que alcanza la fotosfera de la estrella. Esto crea las manchas solares y los bucles en la corona solar.- .......................................................:https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Especial:Libro&bookcmd=download&collection_id=00376e6b70b10d31cd8cd326e3bb8515a7256c1b&writer=rdf2latex&return_to=Campo+magn%C3%A9tico+estelar
campo magnético estelar es un campo magnético generado por el movimiento del plasma conductivo dentro de una estrella en la secuencia principal. Este moviemiento es creado por convección, que es una forma de transporte de energía que involucra al movimiento fisico de material. El campo magnético ejerce una fuerza sobre el plasma, aumentando efectivamente la presión sin una ganacia comparable en la densidad. Como resultado, la region magnetizada se eleva relativamente con respecto al resto del plasma, hasta que alcanza la fotosfera de la estrella. Esto crea las manchas solares y los bucles en la corona solar.[
El campo magnético de una estrella puede ser medido por medio del efecto Zeeman. Normalmente los atomosen las atmosfera de una estrella absorven ciertas frecuencias o longitudes de onda en el espectro electromagnetico, produciendo lines oscuras de absorcion dentro del espectro de la estrella. Cuando los atomos se encuentran dentro de un campo magnético, estas lineas de absorcion se separan en multiples lineas separadas por un pequeño espacio. Adicionalmente la energía se polariza con una orientación que depende de la orientación del campo magnético. Por lo tanto, la fuerza y la direccíon del campo magnético de las estrella pueden ser determinados examinando las lineas del efecto Zeeman.
Campos magnéticos, chorros estelares, y una estrella moribunda
Publicado por Heber Rizzo | 02/10/2003
Las nebulosas planetarias son algunos de los objetos más hermosos y fascinantes del universo. Y poco a poco, nos van revelando sus secretos.
Según un equipo de astrónomos que utilizó el radiotelescopio del Conjunto de Línea de Base Muy Amplia (VLBA) de la Fundación Nacional de Ciencias (NSF) para estudiar un objeto localizado a unos 8 500 años luz de la Tierra, las moléculas expulsadas de una estrella agonizante son confinadas en chorros estrechos por un campo magnético enrollado muy apretadamente.
La estrella denominada W43A, que se encuentra en la constelación del Águila, se encuentra en proceso de formar una nebulosa planetaria, un cascarón de gas brillantemente iluminado por las brasas calientes en que se convertirá la estrella cuando colapse. En 2002, los astrónomos descubrieron que la vieja estrella estaba eyectando chorros gemelos de moléculas de agua. Ese hallazgo representó un gran adelanto en la comprensión de cómo muchas nebulosas planetarias toman la forma de elipses alargadas. “La cuestión siguiente era conocer qué es lo que mantenía a esta expulsión de material confinada en chorros estrechos. Los teóricos sospecharon de los campos magnéticos, y ahora hemos descubierto la primera evidencia de que lo que confina a esos chorros es un campo magnético”, dijo Wouter Vlemmings, un Miembro Marie Curie que trabaja en el Observatorio de Jodrell Bank de la Universidad de Manchester en Inglaterra. “Ya se habían detectado campos magnéticos en chorros emitidos por cuásares y proto-estrellas, pero no había evidencia concluyente de que los campos magnéticos estuvieran en realidad confinando a los chorros. Estas nuevas observaciones del VLBA muestran por primera vez una conexión directa”, agregó Vlemmings. Al utilizar al VLBA para estudiar la alineación (o polarización) de las ondas de radio emitidas por las moléculas de agua en los chorros, los científicos pudieron determinar la fuerza y orientación del campo magnético que rodea a los chorros. “Nuestras observaciones apoyan a modelos teóricos recientes en los cuales los chorros confinados magnéticamente producen las a veces complejas formas que vemos en las nebulosas planetarias”, dijo Philip Diamond, también del Observatorio de Jodrell Bank. Durante sus vidas “normales”, las estrellas similares a nuestro Sol obtienen su energía a partir de la fusión nuclear del hidrógeno que se encuentra en sus núcleos. Cuando se aproximan al final de su vida, comienzan a expulsar su atmósfera exterior y finalmente colapsan en una enana blanca de un tamaño aproximado al de la Tierra. La intensa radiación ultravioleta proveniente de la enana blanca hace resplandecer al gas emitido anteriormente, produciendo una nebulosa planetaria. Los astrónomos creen que W43A se encuentra en una fase de transición que en última instancia generará una nebulosa planetaria. Esta fase de transición, dicen, comenzó hace apenas unas pocas décadas, de modo que esta estrella ofrece a los astrónomos una rara oportunidad de observar el proceso. Si bien las estrellas que producen nebulosas planetarias son esféricas, la mayoría de las nebulosas no lo es. En cambio, muestran formas complicadas, muchas veces alargadas. El descubrimiento temprano de chorros en W43A mostró un mecanismo que podría producir esas formas alargadas. Las últimas observaciones ayudarán a los científicos a entender los mecanismos que producen los chorros. Las moléculas de agua observadas por los científicos se encuentran a unos 150 000 millones de kilómetros de la vieja estrella, donde están amplificando radioondas en una frecuencia de 22 GHz. Estas regiones son denominadas “máseres”, porque amplifican la radiación de microondas de la misma forma en que un láser amplifica la radiación lumínica. Las observaciones iniciales mostraban que los chorros que surgían de la estrella tenían la forma de un sacacorchos, indicio de que lo que fuera que los estaba expulsando, estaba rotando lentamente.
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Un grupo de astrónomos midieron y estudiaron a la recientemente descubierta estrella NGC 1624-2, confirmando que es la más masiva conocida en el Universo, y que lleva un pesado campo super magnético 20 mil veces más intenso que el Sol y 10 veces más fuerte que todas aquellas estrellas reveladas anteriormente como las de mayor masa en el espacio. Los resultados fueron publicados en la Revista Royal de Astronomía, informó el 11 de septiembre la Universidad de Texas, Austin.
La estrella es de tipo supernova por lo que se encuentra en su estado final de evolución, revelado por una fuerte explosión energética. Se encuentra en la nebulosa NGC 1624 en la parte septentrional de la constelación Auriga. Visible gran parte de las noches del hemisferio norte.
“Los fuertes vientos, los intensos campos de radiación, y las explosiones dramáticas del tipo supernova que viven (estas estrellas supermasivas) las hacen ser los principales escultores de la estructura, química y evolución de las galaxias”, destacó Gregg Wade, del Colegio Militar Royal de Canadá y líder de equipo de estudios, que uso el telescopio Hobby Ebery (HET) de la Universidad de Texas en el Observatorio Mc Donald de Austin y el telescopio Canada France Hawaii (CFHT) de Mauna Kea en Hawaii.
La astrónoma Pellerin explica que luego que la estrella supermasiva explota, sus elementos químicos más pesados del núcleo son esparcidos por el espacio. De estos restos, se obtiene hierro y nace un Sol.
“Comprender la evolución de estas estrellas masivas, aquellas que explotan como un colapso de supernova, es muy importante”, agrega Anne Pellerin de la Universidad Mount Allison de Canadá.
La supernova NGC 1624 -2 vivirá una breve vida, según el estudio; que en términos astronómicos será solo unos 5 millones de años, lo que equivale a una décima parte de la edad actual del Sol, que está en su edad media.
Además Pellerin aclaró que “las estrellas supermasivas son raras”, y agregó que “todo lo que podemos hacer para darlas a conocer es positivo”, ya que no se comprende bien por qué existen como casos aislados en el Universo.
Según los astrónomos, el fuerte campo magnético regula el viento estelar de la NGC 1624-2 a una distancia muy grande de la estrella, que se reveló en las mediciones como 11,4 veces el radio de ésta.
“El enorme volumen de esta magnetósfera es notable. Es más de cuatro veces mayor que en cualquier otra estrella masiva comparable, y en términos de volumen es cerca de 80 veces más grande”.
El ciclo CNO (carbono-nitrógeno-oxígeno) es una de las 2 reacciones nucleares defusión por las que las estrellas convierten hidrógeno en helio, siendo la otra lacadena protón-protón. Aunque la cadena protón-protón es más importante en las estrellas de la masa del Sol o menor, los modelos teóricos muestran que el ciclo CNO es la fuente de energía dominante en las estrellas más masivas. El proceso CNO fue propuesto en 1938 por Hans Bethe.
Las reacciones del ciclo CNO son:1
126C + ¹1H → 137N + γ +1,95 MeV 137N → 136C + e+ + νe +1,37 MeV 136C + ¹1H → 147N + γ +7,54 MeV 147N + ¹1H → 158O + γ +7,35 MeV 158O → 157N + e+ + νe +1,86 MeV
Rama 1 (99,96% de todos las reacciones):
157N + 11H → 126C + 42He +4,96 MeV
El resultado neto del ciclo es la fusión de cuatro protones en una partícula alfa y dos positrones y dos neutrinos, liberando energía en forma de rayos gamma. Los núcleos de carbono, oxígeno y nitrógeno sirven como catalizadores y se regeneran en el proceso.
Hay una versión poco importante de la reacción, que ocurre solo un 0,04% de las veces, en la que la reacción final de arriba no produce12C y 4He, sino 16O y un fotón, y continúa así:
Rama 2 (0,04% de todos las reacciones):
Como con el carbono, nitrógeno y oxígeno implicados en la reacción principal, el flúor producido en la rama secundaria es meramente catalítico y en estado estacionario no se acumula en la estrella.
Aunque el número total de núcleos "catalíticos" del CNO se conserva durante el ciclo, durante la evolución estelar se alteran las proporciones relativas de los núcleos. Cuando el ciclo llega al equilibrio, la proporción de núcleos de 12C/13C llega a 3,5, y el 14N se convierte en el núcleo más numeroso, sin importar la composición inicial. Durante la evolución de una estrella, episodios de mezcla convectiva llevan material sobre el que ha operado el ciclo CNO desde el interior de la estrella hasta la superficie, alterando la composición observada de la estrella. Se observa que las gigantes rojas tienen proporciones menores de 12C/13C y 12C/14N que las estrellas de la secuencia principal, algo que se considera como una prueba de la generación de energía nuclear en las estrellas por fusión del hidrógeno.
Hoy sabemos que, con matices, ese es exactamente el mecanismo que funciona en el interior del Sol y de la mayoría de las estrellas. Las reacciones nucleares producen una inmensa cantidad de energía a partir de una pequeña cantidad de masa. Considerando la masa total del Sol, podemos a un ritmo muy sosegado generar una increíble cantidad de energía. Esto permitió alargar las estimaciones de la edad del Sol, haciéndolas compatibles con la geología y la biología terrestres. Hoy día se piensa que la edad del Sol es de 4.600 millones de años y que todavía le queda combustible para arder 6.000 millones de años más. El cielo y la tierra están en paz.
Reacciones de la cadena protón-protón
Reacciones del ciclo CNO
Esta nueva capa de hidrógeno en combustión no tiene que soportar tanto peso como la anterior y la presión de la radiación hace que las capas exteriores de la estrella comiencen a expandirse y como consecuencia de su aumento de superficie, a enfriarse. En esta fase la estrella alcanza dimensiones muy grandes y temperaturas superficiales muy bajas. Se ha convertido en una gigante roja. En el caso del Sol, puede alcanzar un tamaño tan grande como la órbita de la Tierra o quizás mayor incluso.
Reacciones de la cadena triple alfa
Al igual que en el caso anterior, las capas exteriores de la estrella se evaporarán, enriqueciendo el medio interestelar con su aporte de carbono, y se formará una enana blanca. En este caso la enana blanca resultante estará compuesta por helio y carbono. Por lo general, la fase de enana blanca es la última fase en la evolución de la mayoría de las estrellas.
Pero esos matices que hemos mencionado son realmente importantes, sobre todo para la aparición de vida. Las reacciones de fusión nuclear que ocurren en el interior de las estrellas son el mecanismo responsable de la generación de elementos químicos más pesados que el berilio. Como vimos, ese era el gran "fallo" del modelo del Big Bang de Gamow, donde el elemento más pesado que se podía sintetizar era el berilio. Hoyle, enemigo de ese modelo y partidario de un estado estacionario sin instante inicial, perfeccionó las ideas básicas de la nucleosíntesis para buscar la forma de producir los elementos en el interior de las estrellas. Con su trabajo consiguió describir con gran detalle la cadena de reacciones que tienen lugar en las diferentes fases de la evolución de una estrella.
Una vez que el núcleo de una estrella alcanza los 10 millones de grados, la energía cinética de los núcleos de hidrógeno es lo suficientemente alta como para vencer la mutua repulsión eléctrica que sufren. Recordemos que los núcleos de hidrógeno tienen carga positiva y las cargas iguales se repelen. A partir de ese momento, en las colisiones a gran velocidad y prácticamente frontales, los núcleos pueden acercarse lo suficiente como para que la interacción nuclear los atraiga y mantenga unidos. Dado que su fuerza de atracción es mayor que la repulsión eléctrica, esta unión constituye un núcleo más pesado compuesto por dos protones. Esta situación es inestable energéticamente y se resuelve con la desintegración de uno de los protones en un neutrón, expulsando un neutrino electrónico y un positrón. El neutrino y el positrón escapan y lo que queda es un núcleo de deuterio. Este núcleo de deuterio pueden colisionar con otro protón y se formará un núcleo de He3, que sí es estable, y emite energía en forma de fotón de rayos gamma. Por último la colisión de dos núcleos de He3 permite la formación de un núcleo de helio (He4), liberándose dos protones. En resumen, a partir de cuatro protones hemos sintetizado un núcleo de helio y hemos conseguido energía a cambio. Esta serie de reacciones se conoce como cadena protón-protón y es la principal reacción que tiene lugar en nuestro Sol.
Pero existe otra alternativa para conseguir helio y energía a partir de cuatro protones. Es el ciclo CNO, y es el principal mecanismo de fusión de hidrógeno para las estrellas más masivas cuyo núcleo está a una temperatura mayor que 15 millones de grados. En nuestro sol también se da el ciclo CNO aunque en una proporción muy baja. Para que este proceso aparezca es indispensable la existencia previa de núcleos de carbono-12, que actúan como catalizadores del proceso, y que tras la síntesis del helio vuelven a quedar como al principio.
El núcleo de carbono absorbe un protón y se convierte en un núcleo de nitrógeno-13, emitiendo al mismo tiempo un fotón de rayos gamma. Este núcleo es inestable, por lo que un protón del núcleo se desintegra en un neutrón, emitiendo un neutrino y un positrón, y convirtiéndose en un núcleo de carbono-13. Nuevamente, el carbono-13 absorbe un protón y emite un fotón de rayos gamma, y se convierte en un núcleo de nitrógeno-14 estable. El nitrógeno vuelve a absorber un protón del entorno, emitiendo un fotón gamma, y se convierte en oxígeno-15, que de nuevo es inestable. Debido a ello, un protón se desintegra en un neutrón, emitiendo otra vez un neutrino y un positrón, y el núcleo pasa a convertirse en uno de nitrógeno-15. Finalmente, el nitrógeno-15 vuelve a absorber otro protón. La inestabilidad en este caso es tan alta que el núcleo se desintegra, expulsando un núcleo de helio completo y convirtiéndose en carbono-12, como al principio. Al final del proceso, el resultado neto es que cuatro protones se han convertido en un núcleo de helio, como ocurría con la cadena protón-protón.
Aunque por lo general ambas reacciones coexisten, mientras haya carbono en la estrella, siempre hay una que domina sobre la otra. El que funcione de forma mayoritaria una u otra depende de la temperatura del núcleo estelar. Y en última instancia de su masa. De todas maneras, la consecuencia es la misma: convertir poco a poco el hidrógeno en helio, liberando energía. Esto es lo que ocurre durante la mayor parte de la vida de la estrella.
Llega un momento en que la concentración de helio es demasiado alta. A medida que ha pasado el tiempo, el helio, que es más pesado, se ha ido acumulando en el centro del núcleo de la estrella. Cuando su concentración en el centro se ha hecho muy alta, el helio comienza a interferir en las colisiones entre los núcleos de hidrógeno, disminuyendo de forma considerable el número de fusiones en esa zona central, pudiendo incluso detenerse. La estrella sufre un envenenamiento por helio. Debido a esta disminución de las reacciones nucleares, la presión interna disminuye y la estrella se contrae. Esto aumenta la temperatura y estimula así la fusión del hidrógeno en una capa rodeando al núcleo de helio. El núcleo, por su parte, continúa contrayéndose y el helio sigue acumulándose allí.
Esta nueva capa de hidrógeno en combustión no tiene que soportar tanto peso como la anterior y la presión de la radiación hace que las capas exteriores de la estrella comiencen a expandirse y como consecuencia de su aumento de superficie, a enfriarse. En esta fase la estrella alcanza dimensiones muy grandes y temperaturas superficiales muy bajas. Se ha convertido en una gigante roja. En el caso del Sol, puede alcanzar un tamaño tan grande como la órbita de la Tierra o quizás mayor incluso.
A partir de aquí, el destino de la estrella puede tomar varios caminos dependiendo de su masa. Si la estrella tiene poca masa, menos que el Sol, el núcleo permanecerá inactivo y la combustión del helio sólo tendrá lugar en la capa que lo rodea. Pero la estrella, una gigante roja, tiene muy extendidas sus capas exteriores. Su densidad es extremadamente baja y la energía que emite la capa activa es suficiente para evaporarlas. Poco a poco, los chorros de energía provenientes del interior irán "pelando" a la estrella de toda su envoltura. Alrededor de la estrella se formará lo que se conoce como una nebulosa planetaria. Cuando finalmente sólo quede el núcleo desnudo, la estrella abandonará la fase de gigante roja para dar origen a un objeto extremadamente denso llamado enana blanca, concretamente una enana blanca de helio. Reciben el nombre de enanas debido a su pequeño tamaño y blancas debido a la enorme temperatura a la que se encuentran.
Si la estrella tiene una masa similar al Sol, la contracción del núcleo de helio conseguirá aumentar su temperatura hasta superar más de cien millones de grados. Cuando esto ocurre, los núcleos de helio pueden fusionarse entre sí, a través de un proceso llamado triple-alfa, y dar lugar a una nueva tanda de reacciones nucleares. El proceso triple-alfa consiste en la fusión de tres núcleos de helio (llamados también en física nuclear partículas alfa) para dar uno de carbono-12. El proceso ocurre en dos pasos: dos núcleos de helio se fusionan para crear uno de berilio-8 extraordinariamente inestable, emitiendo energía y luego un tercer núcleo de helio debe conseguir colisionar con el berilio antes de que se desintegre, para producir carbono-12 junto con más energía. Esta nueva reacción nuclear vuelve a estabilizar el núcleo de la estrella evitando su colapso.
Si la estrella tiene una masa similar al Sol, la contracción del núcleo de helio conseguirá aumentar su temperatura hasta superar más de cien millones de grados. Cuando esto ocurre, los núcleos de helio pueden fusionarse entre sí, a través de un proceso llamado triple-alfa, y dar lugar a una nueva tanda de reacciones nucleares. El proceso triple-alfa consiste en la fusión de tres núcleos de helio (llamados también en física nuclear partículas alfa) para dar uno de carbono-12. El proceso ocurre en dos pasos: dos núcleos de helio se fusionan para crear uno de berilio-8 extraordinariamente inestable, emitiendo energía y luego un tercer núcleo de helio debe conseguir colisionar con el berilio antes de que se desintegre, para producir carbono-12 junto con más energía. Esta nueva reacción nuclear vuelve a estabilizar el núcleo de la estrella evitando su colapso.
Si la estrella no tiene más masa, ocurrirá algo similar al caso anterior. Poco a poco el carbono se irá acumulando en el centro, envenenando las reacciones nucleares. En cuanto las reacciones en el interior de la estrella cesen, la estrella se contraerá. Esto aumentará su temperatura en el interior, lo que provocará que el helio se empiece a fusionar en una capa alrededor del núcleo. A su vez, el hidrógeno se seguirá consumiendo en una capa alrededor de la capa de helio.
Al igual que en el caso anterior, las capas exteriores de la estrella se evaporarán, enriqueciendo el medio interestelar con su aporte de carbono, y se formará una enana blanca. En este caso la enana blanca resultante estará compuesta por helio y carbono. Por lo general, la fase de enana blanca es la última fase en la evolución de la mayoría de las estrellas.
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