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DISCOS DE ACRECIÓN

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DISCOS DE ACRECIÓN







En la sección anterior se explicó cómo evoluciona un sistema de estrellas binario. Ahora vamos a ver con más detalle el proceso de acreción (transferencia de materia de una estrella a la otra).
Antes que nada tenemos que tomar en cuenta que las estrellas del sistema giran sobre su propio eje, y aparte giran una alrededor de la otra. Esto es muy importante, ya que cuando la estrella llena su lóbulo de Roche y el gas se empieza a desprender de ésta, no cae a la otra estrella directamente, es decir, su movimiento no es en línea recta. Esto es debido a que el gas tiene momento angular.
Para darnos una idea de lo que sucede podemos imaginarnos que estamos parados en el centro de un carrusel. Supongamos que queremos lanzarle una pelota a alguien que se encuentra sentado en la orilla del carrusel. Si intentamos lanzar la pelota en línea recta, fallaremos el tiro. Como ya se mencionó en Estrellas de Neutrones, siempre que tengamos un objeto moviéndose circularmente, éste tendrá un momento angular.
Recordemos que el momento angular, cuando se trata de un movimiento perfectamente circular, se puede escribir como L = rmv, donde r es la distancia al centro, m es la masa del objeto y v es la velocidad a la que gira. Por otro lado, el momento angular debe conservarse siempre que no haya fuerzas de palanca. Regresando a nuestro ejemplo de la pelota en el carrusel, imaginemos que la pelota se encuentra cerca del centro del carrusel. En este momento la pelota tiene un cierto momento angular. Al lanzarla hacia fuera del carrusel, el radio (involucrado en la fórmula L = rmv) aumentará. Para hacer que se cumpla la conservación de momento angular tiene que suceder entonces que la velocidad disminuya. Es por esto que notamos que la pelota se curva hacia el lado contrario del giro del carrusel (como se puede observar en la figura), haciendo que fallemos el tiro.
Algo similar sucede con el gas que está siendo transferido de una estrella a otra, como se explica a continuación.
Para empezar, los gases son muy compresibles, es decir, podemos reducir mucho el espacio que ocupan. Su compresibilidad aumenta al disminuir su temperatura. En los sistemas binarios el gas en acreción generalmente se enfría fácilmente, por lo que en vez de tener un remolino en tres dimensiones, éste se comprime a lo largo de un eje hasta llegar a parecer un disco (es por esto que se llaman discos de acreción).
Este disco no gira rígidamente como lo haría un disco compacto. Las partes internas del disco giran más rápidamente que las partes externas, ya que la fuerza de atracción gravitacional es más fuerte hacia el centro (así como la Tierra gira más rápidamente alrededor del Sol que Júpiter, que está más alejado). Por esto, las partes internas del disco “rozan” con las partes externas debido a la diferencia de velocidades. A esto se le conoce como rotación diferencial. Este roce, como cuando uno jala una cuerda con las manos, hace que el gas se caliente a temperaturas altísmas, y convierta energía de movimiento en energía térmica. El resultado es que por un lado el gas radía intensamente (se calienta más cuanto más rápido gira, es decir, cuanto más cerca del objeto compacto se encuentra), y por otro pierde momento angular. Esto último hace que se vaya moviendo lentamente hacia adentro, en forma de espiral, acercándose cada vez más al objeto compacto. 
Para entender un poco mejor el por qué nosotros recibimos la información en rayos X pensemos en un pedazo de hierro en la fragua. El hierro a temperatura ambiente es de color gris. A medida que lo vamos calentando cambia de color, primero rojo y luego naranja. Cuando el hierro está muy caliente alcanza un color amarillo-blanco.
Si pudiéramos aumentar más y más la temperatura, el color del hierro se iría haciendo cada vez más azul. Nuestros ojos sólo detectan la luz visible del espectro electromagnético, lo que no significa que la luz visible sea la única radiación existente. Por abajo del rojo podemos encontrar radiación infrarroja, microondas y ondas de radio. Por arriba del azul-violeta podemos encontrar radiación ultravioleta, rayos X y rayos Gamma.  La temperatura que alcanza el gas cuando es acretado es tan alta que la radiación que emite es justamente en rayos X. No los podemos ver a simple vista, pero hay aparatos diseñados para lograr su detección.

Detección de Estrellas Binarias
Como se menciona arriba, la acreción de gas a un objeto compacto emite radiación de rayos X. Sin embargo, la detección de rayos X desde la Tierra es muy complicada, ya que la atmósfera les es opaca, es decir, los absorbe antes de que lleguen a la superficie. Para poder observarlos es necesario utilizar detectores colocados por encima de la atmósfera terrestre.
Las primeras observaciones en rayos X se obtuvieron en 1962 mediante un cohete diseñado por un grupo de científicos al mando de Riccardo Giacconi. Este cohete sólo podía permanecer por aproximadamente 4 minutos fuera de la atmósfera terrestre. Se esperaba detectar rayos x emitidos por el Sol, sin embargo se detectó una fuente de rayos x externa al Sistema Solar, proveniente de la constelación de Escorpión. Esta fuente fue llamada Escorpión X-1 (Sco X-1). Ahora se sabe que Sco X-1 está formada por una estrella de neutrones orbitando alrededor de una estrella normal en la secuencia principal, y que los rayos X son producidos cerca de la superficie de la estrella de neutrones. Riccardo Giacconi recibió el premio Nobel de Física en el 2002 “Por sus contribuciones pioneras a la astrofísica, que han conducido al descubrimiento de fuentes cósmicas de rayos x."     
Estos descubrimientos causaron gran sorpresa en la comunidad astronómica, ya que no se esperaba poder encontrar fuentes de rayos X fuera del Sistema Solar (las estrellas propiamente dichas son comúnmente fuentes débiles de rayos X). La emisión en rayos X de Sco X-1 era mucho más fuerte que la emisión en el visible, por lo que el objeto descubierto era necesariamente algo diferente.
La astronomía en rayos X avanzó muchísimo a partir de 1970, cuando fue lanzado el primer satélite destinado a detectar este tipo de radiación, Uhuru; también bajo la dirección de R. Giacconi. A partir de Uhuru muchos satélites han sido puestos en órbita. En la actualidad dos de las misiones más importantes que observan el cielo a estas energías son los satélites Chandra (operado por la NASA) y XMM-Newton (operado por la Agencia Espacial Europea).


http://www.astroscu.unam.mx/~wlee/OC/SSAAE/AAE/Supernovas/Estrellas%20masivas.html




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Thalia