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ANTARES - Módulo 5 - Unidad 2 - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC
Unidad didáctica 2:
La evolución de los sistemas binarios
El Sistema Gygnus X-1
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2.1. Introducción
Figura 5-2-1: Lóbulos de Roche, en el punto L1 la gravedad es nula y puede escapar
materia de una estrella hacia la otra.
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La evolución estelar estudiada en las unidades didácticas U.1 y U.2 del
Módulo III, se ha referido a estrellas aisladas, ahora nos podemos preguntar:
¿cambian las trazas evolutivas para las componentes de un sistema binario?
En un sistema binario cuyas componentes están muy separadas, las dos
estrellas evolucionan independientemente una de otra, siguiendo cada una la
traza evolutiva correspondiente a su masa, al igual que una estrella aislada.
Sin embargo, sí las dos estrellas están muy próximas entre sí, la atracción
gravitacional de una estrella puede influir en la evolución de la otra. En este
caso, las propiedades físicas de ambas se desvían bastante de las calculadas
para estrellas aisladas.
Como ejemplo vamos a considerar el sistema Algol (Beta Persei, la segunda
estrella más brillante de la constelación de Perseo) que es un sistema binario
eclipsante y espectroscópico con dos espectros. Algol está constituido por
una estrella de la secuencia principal de tipo espectral B 8 y masa 3.7 M¤ ,
con una compañera subgigante roja de 0.8 M¤ que se mueve en una órbita
circular alrededor de ella, con un período de unos de 3 días.
En base al estudio realizado sobre la evolución estelar (capitulos 8 y 9)
sabemos que las estrellas más masivas de la secuencia principal evolucionan
más rápido que las estrellas menos masivas, sí las estrellas se han formado al
mismo tiempo. En el caso de Algol las dos estrellas han nacido a la vez, sin
embargo, la menos masiva (0.8 M¤ ) es la más evolucionada, que se está
acercando a la fase de gigante, mientras que la más masiva (3.7 M¤ )
permanece en la secuencia principal. Sí la teoría de evolución estelar es
correcta debe ocurrir algo diferente en los sistemas binarios que modifica su
evolución. Para comprender esta situación debemos estudiar los sistemas
binarios con más detalle.
En un sistema binario cada estrella está rodeada por una zona, próxima a ella,
en que su propia gravedad domina a los efectos producidos por la presencia
de la otra estrella y los debidos a la rotación del sistema binario. Dentro de
esta región toda la materia pertenece a la estrella y no puede escapar hacia la
otra compañera o fuera del sistema. Fuera de esta región, es decir, lejos de
cada estrella, no domina la propia gravedad y el gas puede escapar de una
estrella hacia la otra. La zona de influencia de la estrella, en la que la materia
no puede escapar, recibe el nombre de lóbulo de Roche (E. Roche fue un
matemático francés del siglo XIX, que estudió por primera vez el problema de
los sistemas binarios). Los lóbulos de Roche de las dos estrellas tienen un
punto en común, situado en la línea que une los centros de las dos estrellas,
llamado el punto interno de Lagrange, L1 (Figura 5-2-1 ). En este punto la
gravedad es nula y puede haber transferencia de masa de una estrella hacia la
otra. Cuanto mayor es la masa de una componente mayor es su lóbulo de
Roche.
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ANTARES - Módulo 5 - Unidad 2- 01- Programa de Nuevas tecnologías - MEC Figura 5-2-2:
a) binarias separadas;
b) binarias
semiseparadas con
transferencia de masa;
c) binarias en contacto.
Cuando ambas estrellas están dentro de sus respectivos lóbulos de Roche el
sistema binario se denomina separado (Figura 5-2-2). Como, cuando una
estrella evoluciona y abandona la secuencia principal se mueve hacia la rama
de las gigantes, su radio aumenta mucho, y puede llenar e incluso sobrepasar
su lóbulo de Roche. En esta situación el gas empieza a transferirse, a través
del punto de Lagrange, hacia la compañera. El sistema binario, entonces,
recibe el nombre de semiseparado (Figura 5-2-2), debido a la transferencia de
gas de una estrella a la otra, también se denominan binarias con transferencia
de masa. Sí las dos estrellas llenan o sobrepasan sus respectivos lóbulos de
Roche debido, por ejemplo, a efectos evolutivos, las superficies de las dos
estrellas se mezclan y forman una envoltura común que contiene a ambas
estrellas. Este sistema recibe el nombre de binarias en contacto (Figura 5-2-2).
Volviendo a nuestro sistema Algol, ahora podemos explicar porque la estrella
menos masiva es la más evolucionada. Algol fue en principio un sistema
semiseparado, la componente que ahora es subgigante de 0.8 M¤ la llamamos
estrella 1 y la 2 será la estrella de la secuencia principal de 3.7 M¤ .
Inicialmente la estrella 1 fue la más masiva del sistema, quizás tuvo 3 M¤ ,
evolucionó la primera abandonando la secuencia principal y conforme
asciende hacia la rama de gigante llena su lóbulo de Roche y el gas empieza a
tranferirse hacia la estrella 2, que se encuentra en la secuencia principal y es
la menos masiva, quizás tenía una masa del orden de la solar. La transferencia
de masa tiene como efecto disminuir la masa de la estrella 1 y aumentar la de
la 2, que a su vez hace que el lóbulo de Roche de la estrella 1 disminuya
debido a la menor gravedad (menor masa) y la transferencia de masa sea más
rápida. Eventualmente la masa de la estrella 1 se hace más pequeña que la de
la estrella 2, en ese momento la transferencia rápida de masa se detiene, y el
sistema entra en una fase estable, con transferencia lenta de masa, que es
como se observa hoy día ( estos cambios se ilustran en la Figura 5-2-3).
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Figura 5-2-3: Evolución del sistema binario Algol.
a) Inicialmente fue un sistema separado con dos estrellas de la secuencia principal, una
masiva azul (estrella 1) y otra menos masiva (estrella2) similar al Sol.
b) Conforme la más masiva evoluciona y abandona la secuencia principal, se expande y
llena su lóbulo de Roche transfiriendo rápidamente masa a su compañera.
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c) Actualmente la estrella 2 es la más masiva, pero se encuentra en la secuencia
principal. La estrella 1 está en la fase de subgigante y llena su lóbulo de Roche,
produciendo una transferencia lenta de masa hacia su compañera.
En un sistema binario, como acabamos de ver, la evolución se altera y la
perdida de masa de la estrella, que primero evoluciona, hará que no sufra el
flash de helio y su vida acabe como una enana blanca de helio. La estrella 2 es
ahora una estrella azul, masiva de la secuencia principal y en unas pocas
decenas de millones de años empezará a ascender por la rama de las gigante
y llenará su lóbulo de Roche. Sí la estrella 1 es todavía una subgigante
resultará un sistema en contacto. Pero sí la estrella 1 es ya una enana blanca
comenzará un nuevo episodio de transferencia de masa pero ahora en sentido
contrario de la estrella 2 a la 1. El sistema puede dar lugar a una nova o
incluso supernova de tipo I.
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2.2. Novas
Las estrellas llamadas novas pueden aumentar enormemente su brillo, hasta
10 000 veces o incluso más, en un período de tiempo muy corto. Se
denominan así porque nova significa nueva en latín y los primeros
observadores creían que era una estrella nueva ya que aparecía súbitamente
en el cielo. Hoy día los astrónomos saben que no es una estrella nueva, al
contrario es una enana blanca que sufre una explosión en su superficie, que
produce un aumento temporal de su luminosidad. Después del aumento
rápido de brillo la nova, al cabo de unos meses, vuelve a su brillo normal.
¿Qué produce esta explosión en una estrella débil y muerta? Hemos dicho
que una enana blanca no tiene reacciones nucleares y que simplemente se
enfría hasta convertirse en una enana negra, pero este escenario es para
estrellas aisladas. Sí una enana blanca forma parte de un sistema binario y el
compañero llena o sobrepasa su lóbulo de Roche, puede recibir materia,
principalmente hidrógeno y helio, de su compañero. Conforme el gas se
acumula en la superficie de la enana blanca, se va haciendo más denso y más
caliente. Cuando alcanza la temperatura de 107 K, el hidrógeno empieza a
fusionarse rápidamente dando helio. Esta reacción nuclear es tan breve como
violenta, similar a una explosión nuclear (ver módulo 5, variables eruptivas o
explosivas, unidad 3.9). La estrella súbitamente aumenta su luminosidad y
expulsa al espacio el combustible que no ha sido consumido (Figura 15.7).
La luminosidad de la nova va disminuyendo con el tiempo y finalmente la
estrella vuelve a tener su aspecto normal como antes de la explosión. La
disminución del brillo se debe a la expansión y enfriamiento de las capas
superficiales de la enana blanca que fueron expulsadas al espacio. Sí la
transferencia de masa continua el fenómeno de nova puede repetirse,
entonces reciben el nombre de novas recurrentes
Una importante evidencia observacional, que apoya la teoría del fenómeno de
nova que acabamos de describir, es la forma en que la materia llega a la
superficie de la enana blanca. Debido a la rotación del sistema binario, la
materia que transfiere la estrella que llena su lóbulo de Roche no cae
directamente sobre la superficie de la enana blanca, sino que orbita alrededor
de ella y forma un disco aplanado que se conoce como un disco de acreción.
La materia que orbita en el disco, debido a efectos de viscosidad (fricción)
dentro del gas, se va apilando gradualmente hacia las partes más internas del
disco, su temperatura aumenta, pierde momento angular y lentamente cae en
espiral hacia la superficie de la enana blanca. Las partes más internas del
disco de acreción se calientan tanto que este radia en el visible, ultravioleta e
incluso en rayos X. En muchos sistemas el disco es tan brillante que oculta a
la enana blanca y es la principal fuente de luz excepto en las explosiones. El
punto en el que el chorro de materia, que viene del compañero, colisiona con
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el disco de acreción forma una mancha caliente que produce variaciones
detectables en la luz emitida por el sistema binario.
Una nova representa, pues, la forma en que un sistema binario puede
reactivar la vida de una estrella, enana blanca, en sus fases finales.
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2.3. Supernovas de tipo I
Una supernova, como una nova, es una estrella que súbitamente aumenta su
brillo, después disminuye lentamente y eventualmente puede dejar de
observarse. Aunque aparentemente parezcan fenómenos similares se sabe,
desde hace tiempo, que están producidas por procesos físicos muy
diferentes. Las supernovas son eventos mucho más energéticos, una
supernova es del orden de un millón de veces más brillante que una nova.
Una misma estrella puede sufrir el fenómeno de nova varias veces, pero una
estrella sólo puede sufrir el fenómeno de supernova una vez en su vida y
después de la explosión queda un objeto diferente o incluso nada, se destruye
totalmente en la explosión.
Además entre las supernovas hay diferencias observacionales que permiten
dividirlas en dos grupos. Algunas supernovas no contienen casi hidrógeno en
su espectro mientras que otras tienen gran cantidad, las curvas de luz,
variación del brillo con el tiempo, también son diferentes. Llamamos
supernova de tipo I a la clase que es pobre en hidrógeno y su curva de luz
tiene una forma similar a la típica de las novas. Las supernovas de tipo II
muestran mucho hidrógeno en su espectro, y tiene en su curva de luz una
parte característica plana (plateau) que ocurre pocos meses después del
máximo (Figura 15.10).
Para explicar los dos tipos de supernovas necesitamos dos mecanismos
diferentes que produzcan la explosión de la estrella. La supernova de tipo II es
el final de la vida de las estrellas masivas, como ya hemos visto en el capitulo
9, se produce una implosión-explosión del núcleo dando lugar después de la
explosión a una estrella de neutrones o un agujero negro. La materia
expulsada en la explosión, la envoltura exterior al núcleo, está constituida
principalmente por el hidrógeno y helio no consumido y por ello se observan
en su espectro. La curva de luz es la esperada de la expansión y enfriamiento
de la materia eyectada.
Para entender la explosión de supernova de tipo I, volvemos a recordar el
proceso que produce las novas. La explosión de nova eyecta materia de la
superficie de la enana blanca, pero no necesariamente, toda la materia
acumulada. Hay una tendencia de la enana blanca a incrementar lentamente
su masa en cada nuevo ciclo o explosión de nova. Conforme aumenta la masa
la presión interna, necesaria para soportar su peso, debe aumentar.
Recordando que en una enana blanca el gas se degenera y la presión no es
térmica sino que es la presión de los electrones degenerados. Esta presión
tiene un límite, la masa máxima de una enana blanca es 1.4 M¤ que es el
llamado límite de Chandrasekhar, para una masa superior la presión de
degeneración de los electrones falla y no puede soportar ese peso.
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Sí la enana blanca, que forma parte de un sistema binario, acreta masa del
compañero y excede el límite de Chandrasekhar, la presión de degeneración
es incapaz de contrarrestar a la gravedad y la estrella empieza a colapsarse.
Su temperatura interna aumenta rápidamente hasta el punto en que el
carbono, su principal constituyente, empieza a fusionarse en elementos más
pesados. La fusión del carbono se inicia casi simultáneamente en toda la
enana blanca y la estrella explota como supernova de tipo I o supernova de
detonación de carbono (Figura 15.8). Esta detonación es igual de violenta que
la supernova de tipo II, pero por una causa diferente.
Un modelo alternativo a éste y posiblemente más probable, es un sistema
binario constituido por dos enanas blancas que pueden atraerse una a la otra
hasta coalescer y formar una enana blanca más masiva que supera el límite de
Chandrasekhar, ésta se hace inestable y explota como supernova de tipo I
(ver módulo 5, variables eruptivas o explosivas, unidad 3.9, Figura 15.9).
La explosión que resulta de la detonación de una enana blanca de carbono,
fase final de una estrella poco masiva, es una supernova de tipo I y por ello su
espectro no contiene hidrógeno ya que la enana blanca no lo contiene. La
implosión-explosión del núcleo de una estrella masiva produce una
supernova de tipo II.
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2.4. Sistemas binarios con una estrella de neutrones (Fuentes
eruptivas de rayos X)
Figura 5-2-4: Transferencia de materia desde una estrella normal hacia su compañero
compacto, una estrella de neutrones, formando un disco de acreción. Conforme el gas
cae en espiral la intensa gravedad de la estrella de neutrones lo calienta mucho y emite
en rayos X. En el caso del objeto peculiar SS433 se eyecta materia a gran velocidad en
forma de dos chorros de gas.
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Aunque se conocen muchos pulsares aislados, algunos pueden formar parte
de un sistema binario. Después del lanzamiento del satélite Uhuru en 1970 se
descubrieron numerosas fuentes de rayos X cerca de las regiones centrales
de nuestra Galaxia y también en el centro de algunos cúmulos estelares ricos
en estrellas. Algunas de estas, conocidas como fuentes eruptivas de rayos X,
emiten la mayor parte de su energía en forma de violentas erupciones que son
miles de veces más luminosas que nuestro Sol, pero que duran sólo unos
pocos segundos.
Estas emisiones en rayos X surgen en una estrella de neutrones (o en sus
proximidades) que forma parte de un sistema binario. La materia de la
superficie de la estrella compañera (secuencia principal o gigante) es atraída
por el intenso campo gravitacional de la estrella de neutrones hacia su
superficie. Como en el caso de una estrella enana blanca binaria, la materia no
cae directamente sobre la superficie sino que forma un disco de acreción. El
gas se queda orbitando alrededor de la estrella de neutrones y después cae
lentamente en espiral hacia la superficie de la estrella. Las partes más
internas del disco de acreción se calientan mucho y emiten rayos X.
Conforme el gas se acumula en la superficie de la estrella de neutrones, su
temperatura sube debido al aumento de presión que produce la materia que
cae. Eventualmente se hace lo suficientemente calienta para que puedan
iniciarse reacciones nucleares, las cuales producen una cantidad enorme de
energía en un tiempo muy breve, es decir, una erupción en rayos X. Después
de varias horas se acumula materia de nuevo que produce la erupción
siguiente. Así vemos que las binarias eruptivas de rayos X son similares a las
explosiones de nova en una enana blanca, pero ocurren de una forma más
violenta y en una escala mayor debido a la gravedad mucho más intensa de la
estrella de neutrones.
Sin embargo no toda la materia que cae llega a la superficie de la estrella de
neutrones. En por lo menos un caso se ha observado que parte de la materia
es expulsada a grandes velocidades fuera del sistema binario, este objeto es
el denominado SS433 (objeto número 433 del catálogo de estrellas con
intensas líneas de emisión). El cual expulsa cada año más de una masa
terrestre de materia en forma de dos chorros estrechos dirigidos en
direcciones opuestas y que se mueven casi perpendicularmente al disco
(Figura 5-2-4). Observaciones de los desplazamientos Doppler de las líneas de
emisión en el óptico, que se originan dentro de los chorros, implican
velocidades del orden de 80 000 km s-1. Cuando los chorros interaccionan
con el medio interestelar emiten radio radiación.
Chorros de este tipo son bastante comunes en sistemas astronómicos en los
que un disco de acreción rodea a un objeto compacto (estrella de neutrones o
agujero negro). Probablemente son debidos al campo magnético y a la intensa
radiación cerca del borde interno del disco, aunque los detalles de su
formación no son bien conocidos.
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2.5. Pulsares de milisegundos
Hacia la mitad de los años 80 se encontró una nueva categoría de pulsares,
eran objetos muy rápidos rotadores, que se les llamó pulsares de
milisegundos. Estos objetos giran cientos de veces por segundo, es decir, el
período de rotación es de unos pocos milisegundos ( 1 mili segundo = 0.001
s). Esta velocidad de rotación es aproximadamente la más rápida que puede
tener una estrella de neutrones sin destruirse.
La historia de estos objetos es complicada ya que muchos de ellos se
encuentran en los cúmulos globulares, los cuales sabemos que son muy
viejos, tienen por lo menos 10 mil millones de años. Pero las estrellas de
neutrones o pulsares se crean en las explosiones de supernova de tipo II, que
están asociadas a la muerte de estrellas masivas que sólo viven unos pocos
cientos de millones de años y en los cúmulos globulares no se forman nuevas
estrellas, ya que todas las estrellas del cúmulo nacen al mismo tiempo. En
consecuencia en un cúmulo globular no se ha producido ninguna estrella de
neutrones desde hace mucho tiempo. Además hemos dicho que los pulsares
producidos en la explosión de supernova disminuyen su rotación lentamente
en unos pocos millones de años y después de 10 mil millones de años su
rotación habrá cesado. La rápida rotación de los pulsares encontrados en los
cúmulos globulares no puede ser una reliquia de su nacimiento. Estos objetos
han debido aumentar su rotación por un mecanismo más reciente.
La explicación más probable es que la estrella de neutrones aumenta su
rotación por atracción de materia de una estrella compañera. Conforme la
materia del disco de acreción se mueve en espiral hacia la superficie de la
estrella, suministra el impulso necesario para que la estrella de neutrones rote
más rápido. Después un encuentro con otra estrella, en el centro de los
cúmulos globulares la densidad estelar es muy alta, puede eyectar al pulsar
del sistema binario, o bien el pulsar puede evaporar o destruir a su compañera
con su energética radiación de fotones y partículas cargadas. En ambos
casos resultará un pulsar de milisegundos aislado. Esta escenario está de
acuerdo con el número de pulsares de milisegundos binarios y aislados
observados en los cúmulos globulares y con la proporción en que un sistema
binario puede destruirse por encuentros con otra estrella del cúmulo.
Así vemos que los pulsares de milisegundo son el resultado de un proceso en
dos fases. Primero, hace miles de millones de años, se formó una estrella de
neutrones en una explosión de supernova. Después, en la segunda fase
relativamente reciente, la interacción con su compañera binaria hace que
aumente su rotación y dé lugar al pulsar de milisegundos que observamos
hoy día.
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2.6. Sistemas binarios con un agujero negro (Binarias de rayos X)
Figura 5-2-5: El sistema Cygnus X-1. La estrella visible, HDE 226868, es una
supergigante B0 que pierde masa por viento estelar, el agujero negro atrae la materia
que forma un disco de acreción a su alrededor. En el borde más interno del disco,
justamente encima del agujero negro, el gas se calienta mucho y emite grandes
cantidades de rayos X.
Como hemos dicho en la unidad 2 del módulo 3, los agujeros negros son
invisibles pero al ser muy masivos tienen un intenso campo gravitacional y
podemos detectarlos por los efectos que éste produce.
Las estrellas binarias ofrecen la mejor posibilidad de encontrar agujeros
negros en nuestra Galaxia. Por ejemplo, sí un agujero negro forma parte de un
sistema binario semiseparado sería capaz de capturar gas de la estrella
compañera, la desaparición de este material revelaría la existencia del agujero
negro. Después del lanzamiento del satélite Uhuru en 1970 se descubrió una
fuente intensa de rayos X llamada Cygnus X-1. Su emisión era muy irregular
variaba en escalas de tiempo tan pequeñas como 10 milisegundos. Su tamaño
debía ser más pequeño que la Tierra para que varíe su brillo en 10
milisegundos. Observaciones espectroscópicas revelaron que Cygnus X-1
formaba parte de un sistema binario, la compañera visible era una
supergigante B0, el período del sistema deducido del espectro de la
supergigante era 5. 6 días y por la relación masa-luminosidad, la masa era de
unas 30 M¤ . Por las leyes de Kepler Cygnus X-1 debía tener más de 6M¤ ,
muy grande para enana blanca o estrella de neutrones, tenemos un candidato
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a agujero negro.
Estos sistemas reciben el nombre de fuentes binarias de rayos X y son los
posibles candidatos a poseer un agujero negro. Las fuentes binarias de rayos
X están constituidas por una estrella normal y un compañero supercompacto
que es el responsable de la emisión en rayos X, como son sistemas binarios
podemos estimar sus masas a partir del movimiento orbital por las leyes de
Kepler. La radiación X se produce de la forma siguiente: el agujero negro atrae
materia de la estrella normal, debido a su intenso campo gravitacional, esta
materia puede formar un disco de acreción que orbita a gran velocidad
alrededor de él. Debido a la fricción el gas del disco alcanza temperaturas muy
elevadas emitiendo en el dominio de los rayos X (Figura 5-2-5). Se conocen
varios candidatos a poseer un agujero negro : Cygnus X-1, LMC X-3 ,
A0620-00, V404 Cyg.
Para demostrar que estos sistemas contienen un agujero negro debemos
calcular la masa de las dos estrellas que depende de la inclinación de la órbita
que no se conoce y la masa del objeto compacto, que no se ve, debe ser
superior a 3 masas solares. La masa se determina a través de las medidas de
velocidad radial y del período de la compañera visible. Este es un
procedimiento usual para los astrofísicos y se aplica a miles de sistemas
ordinarios y el procedimiento es valido independientemente de la naturaleza
de la estrella que no se ve. En resumen la evidencia observacional es de alta
calidad pero el argumento es indirecto; no está basado en observaciones de
los efectos de la gravedad superintensa como pueden ser la extrema deflexión
de la luz y la congelación del tiempo, fenómenos peculiares que sólo pueden
producir los agujeros negros.
El colapso de una estrella masiva al final de su vida no es la única forma de
crear agujeros negros. Una enana blanca o estrella de neutrones en un
sistema binario puede transformarse en un agujero negro por acreción de
materia de su compañero. Otra posibilidad es la coalescencia de dos estrellas
para formar un agujero negro, por ejemplo, un sistema binario constituido por
dos estrellas de neutrones (un pulsar binario), las dos estrellas se mueven
gradualmente en espiral una hacia la otra hasta que se unen, sí la masa final
supera las 3M¤ el sistema se transforma en un agujero negro. Finalmente
existen los agujeros negros supermasivos que son el motor de las galaxias
activas, según los modelos actuales.
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ANTARES - Módulo 5 - Unidad 2- 07 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
Cuestiones para autoevaluación
1. ¿Qué es el lóbulo de Roche?
2. ¿Qué ocurre en una binaria semiseparada?
3. ¿Qué es un Nova?
4. ¿Cuál es la diferencia entre una supernova de tipo I (SN I) y una nova?
5. ¿Qué es un disco de acreción?
6. ¿En qué difieren los espectros de los dos tipos de supernova?
7. ¿Qué es una fuente binaria de rayos X?
8. ¿Qué es un pulsar de milisegundos?
9. ¿Cómo se buscan candidatos a agujeros negros?
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ANTARES - Módulo 5 - Unidad 2- 08 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
Soluciones
1. ¿Qué es el lóbulo de Roche?
Es el volumen que rodea cada estrella del cual no puede escapar
materia.
4. ¿Cuál es la diferencia entre una supernova de tipo I (SN I) y una nova?
Que en la SN1 la enana blanca supera el límite de Chandrasekhar
y en la nova no.
7. ¿Qué es una fuente binaria de rayos X?
Un sistema binario que tiene por componentes una estrella
normal y un compañero que es una estrella de neutrones o un
agujero negro.
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