Horari del Museu: Dilluns a Dijous: 16 a 19 h. - Divendres: 10 a 11 h. i 19 a 21 h. - Dissabtes i Diumenges: Tancat

dimarts, 16 d’agost de 2011

Mn Francesc Nicolau:L'UNIVERS DE LES GALÀXIES (II)

Segon Cicle de cinc conferències, sobre el tema "L’univers de les galàxies", pronunciades per Mn Francesc Nicolau els dies 1, 8, 15, 22, i 29 de març de 2011, a la Sala Sant Jordi del Seminari Conciliar de Barcelona i que han estat transcrites per Jordi Babot



1ª Conferència: CLASSIFICACIÓ DE LES ESTRELLES DE LA GALAXIA

Hi ha clasificades més de 200.000 estrelles. Això significa el treball d’una munió d’astrònoms amb una gran paciència (abans es deia: “el mentir sobre estrellas es muy seguro mentir porque nadie va ir a preguntárselo a ellas”, però ara sabem amb certesa moltes coses d’elles).

Els antics les diferenciaven per la brillantor i el color. La primera es mesura amb la magnitud (quantitat de llum que en rebem i que va de 1 la més brillant a 6 la menys, amb una distància de 100; cal multiplicar per 2,512 per passar d’una magnitud a la següent).

 Isaac Newton


Newton, a la seva òptica, va demostrar que la llum blanca, en realitat estava composta per set colors, en fer passar la llum del sol, blanca, a través d’un prisma.




El 1802, els espectroscopis eren més complexos que un prisma i permeteren una amplitud més gran de l’espectre. Wollaston va veure que fent bé l’espectre de la llum del sol (projectant la llum en una longitud de 5 m) apareixien els colors, però també ratlles fosques. Fraunhofer, amb el seu espectroscopi va comptar més de 500 ratlles, unes molt marcades i altres molt tènues, i els va donar noms: A, B, C, D, etc, però no en va trobar l’explicació. Kirchhoff va fer espectres d’altres llums blanques, com les resultants de posar incandescents gasos, i va veure que el seu espectre és de ratlles lluminoses. Un sòlid incandescent no feia cap ratlla. Un gas entre cos incandescent i gas, feia ratlles fosques i coincidien amb les que forma el gas quan està incandescent; aleshores, les ratlles de l’espectre del sol serien de gasos que estan entre el seu focus i nosaltres: les més fosques del sol són les ratlles fosques components de l’hidrogen; altres serien degudes a l’heli i a altres elements les més dèbils.

El 1880 Huggins va aconseguir els espectres d’Aldebaran i de Betelgeuse, apareixen les ratlles del Sol, però també d’altres. Així, les estrelles es podien classificar segons els elements que s’hi veuen. Aquesta classificació, el P. Secchi la féu en quatre tipus: blaves, blanques, grogues i roges. Anys més tard, Pickery ho féu amb lletres: O, B, A, F, G, K i M; posteriorment es varen afegir W i darrere R, N i S; aquesta classificació encara es fa servir. Cada classe de Pickery està sotsdividida del 0 al 9 (O0, O1, O2, etc). De l’O9 a la B0 hi ha la mateixa distancia que de B0 a B1. L’estrella Artur (de l’Óssa major) seria una K1; Aldebaran K5, Betelgeuse és M2; Rigel B8; Vega A0. La polar és F8; Sirius A1; el nostre Sol és G2.

Ejnar Hertzsprung

Hertzsprung, fotògraf afeccionat a la fotografia d’astres, se li va ocórrer establir en un gràfic una relació entre la correlació del grau de temperatura i la llum de l’estrella, i va veure que existia.El 1914 Henry Russell va presentar com a seu el mateix esquema. La majoria d’estrelles estan formant part en forma de S del gràfic, encara que molt gruixut. Però les gegants roges faran molta llum amb una temperatura molt baixa i al gràfic formarien un núvol a banda. El gràfic en S seria la seqüència principal. Potser les estrelles, perquè poden formar-se per condensació, es farien gegantes roges i anirien lliscant fins a extinguir-se, encara que això s’ha vist ara que no és correcte, i més quan s’han trobat les nanes blanques (de temperatura altísima, però que no es veuen degut a la seva petita grandària). Én la teoria del relliscament s’aniria de blaves a vermelles. El Sol és G2 i es veu que la llum no és la del màxim de temperatura que poden tenir les estrelles.



2ª Conferència: ESTRELLES VARIABLES I FENÒMENS GALÀCTICS VIOLENTS.

Contra el que creien els antics, els astres no són immutables. Hi ha una estrella, Algol ( de Perseu) que, a ull nu, es pot veure com passa de magnitud 2 a 3,5 cada 2 dies i 11 hores, i el canvi només dura 5 hores. I podria ser que el nom Algol, que vol dir el diable, posat pels àrabs fos degut al fet que varia de lluminositat. El 1783, es demostrà que era una estrella doble. Ara se sap de moltes altres estrelles dobles que fan semblantment i se les anomena algòlides. N’hi ha d’altres dobles que són molt juntetes i també varien de magnitud, però una mica diferent, i se les anomena lírides. Totes aquestes estrelles se les anomena pseudovariables o variables a eclipsis.


Tycho Brahe

El 1572, Tycho Brahe va observar l’aparició d’una estrella nova que es va fer cada vegada més brillant, fins a superar l’esclat de Venus i, després de minvar la seva llum, al cap de 15 mesos desaparegué (en realitat havia passat a una magnitud inferior a 6, per sota de les visibles a ull nu). El 1595, David Fabricius veu que ha desaparegut una estrella que era de tercera magnitud i no s’explica el fenomen, que no s’aclarirà fins el 1648, quan Evelius descobreix que és una variable que en 331 dies passa de magnitud 2 a 9,5; ara se l’anomena Mira Ceti (Const. de la Balena). El 1783 John Goodricke troba l’explicació de la variabilitat d’Algol: estrella doble; però ell mateix, l’any següent, descobreix una variable autèntica: la Delta del Cefeu, que fa una variació regular i continua en 5 dies i 9 hores, passant de magnitud 3,7 a 4,3. Les que fan com aquesta estrella ara se les anomena cefeides i ja en tenim més de 5.000 de catalogades.


John Goodricke

No totes les variables fan com aquestes, sinó que s’han hagut de classificar en cinc categories:

Cefeides; Semiregulars (com Mira Ceti); Irregulars; Accidentals; i Noves (com la de Tycho).

Les més interessants són les Noves que ara se subdivideixen en Autèntiques Noves i Supernoves. Les Noves són les que multipliquen la seva llum des de 5.000 a 100.000 vegades. Fins ara n’hi ha unes dos-centes d’enregistrades. Es calcula que, a la nostra galàxia se’n produeixen de dues a tres cada mes, però moltes no es poden veure. Un exemple va ser la del 1918 a la constel·lació de l’Àliga que era d’onzena magnitud i passà a ser de –1,5. Hi ha noves que ho han estat més d’una vegada i el seu mecanisme és que són estrelles dobles molt juntes i una d’elles xucla gas de l’altra de manera violenta de tant en tant, fins a augmentar a 30 milions de graus la seva temperatura.

Les supernoves són les que augmenten més de cent mil vegades la seva lluminositat. En realitat la de Tycho va ser una Supernova. I també la que va veure Kepler el 1604. I, des d’aleshores, a la nostra Galàxia no hem pogut observar-ne cap més; només en veiem en altres galàxies, com per exemple la de 1885 a Andròmeda que va resplendir com 100.000 milions de sols. Avui dia, s’han distribuït en dos tipus: I i II, segons la manera com es produeix la seva brillantor. Sabem que l’any 1054 els xinesos van enregistrar una “estrella hostessa” en el cel i en el lloc que ells indicaren, s’ha vist el 1920 que, efectivament, hi ha les restes d’aquella gran explosió d’una supernova que ells anomenaren d’aquella manera. Es troba a 6.000 anys llum de distància, a la constel·lació del Toro, i la seva nebulositat es va expandint i té de 6 a 9 anys llum de diàmetre. Les restes de la supernova han donat lloc a un púlsar que hi ha al seu centre.

Adam Riess

Un detall important descobert per Saul Pearlmutter i Adam Riess, és que 6 supernoves de galàxies llunyanes, han arribat a la conclusió que ara l’Univers està accelerant la seva velocitat d’expansió.



3ª Conferència: NANES BLANQUES, ESTRELLES NEUTRÒNIQUES I PÚLSARS.

Amb la descoberta de les nanes blanques es complicà el diagrama H-R, i després vingueren més complicacions i interrogants. És una història molt interessant. El descobriment de les nanes blanques té aquesta història: Entre 1830 i 1844, F. Bessel va estudiar el moviment de Sírius i resultà ser que feia una línia sinusoidal de 50 anys de període, cosa que significava que havia de tenir una estrella companya que per la gravetat la feia oscil·lar. Al 1852, Clark va descobrir la companya que era 10.000 vegades més feble (magnitud 8,5). El 1915, Adams va trobar que era molt calenta (8.000º C superficials), però en només 38.000 km de diàmetre; per tant havia de ser densísima (70 kg/cm3), es a dir, era una estrella col·lapsada. En aquest moment ja no es veu impossible pels avenços que s’han fet en atomística. Ara sabem que Adams es va quedar curt i encara és més densa perquè només té 10.400 km de diàmetre.

Walter Sydney Adams

Una altra nana blanca es va descobrir el 1962 que és més petita que la lluna i se n’han anant trobant moltes altres; ja passen de 400 les conegudes, però potser arriben al 3% de les estrelles de la nostra galàxia. Com a curiositat, el 1966 es descobrí una binària de dues nanes blanques.

Els púlsars es descobriren el 1968, però Landau ja els havia previst el 1932 i altres astrònoms van estudiar i calcular com les supernoves podien originar estels col·lapsats més densos encara que les nanes blanques, que ara anomenem estrelles neutròniques. El 1968, com dèiem, es va fer la primera troballa. La llavors ajudant d’observatori, Jocelin Burnell, va trobar-se, en un registre rutinari de les emissions per ones de ràdio de les estrelles, una que feia un bip de 0,03 segons cada 1,3 sg. Això va motivar que el seu professor, A. Hewish, mirés si s’havien enregistrat altres casos semblants i en trobaren tres més de 1,2, de 1,1 i de 0,025 sg. Què eren aquelles estrelles que oscil·laven d’aquella manera? Molt senzill: les estrelles neutròniques predites per Landau, que són estrelles degenerades que giren rapidíssimament i que produeixen un camp magnètic pulsant. El seu diàmetre és de 10-15 km, cosa que vol dir que tenen una densitat de milions de tones per cm3. Però, només ens arriben les radiacions de les que s’enfoquen cap a nosaltres; en realitat, deuen ser moltes més les que existeixen. En direm púlsars.

Jocelin Burnell

El problema dels astrofísics és perquè giren tan ràpidament, ja que el període dit equival a una volta de l’astre i més es complica la qüestió per a alguns trobats recentment que se’ls ha anomenat ultraràpids o també magnetars. Per exemple, a la constel·lació Vulpecula, al 1982 se’n trobà un de període 0,001558 sg, cosa que equival a dir que dóna 200 voltes per segon. També, se n’han trobat d’altres que no cal que detallem. L’explicació és que han tingut un company que els ha fet girar més ràpid i potser s’ha perdut o no el podem captar.

Paul Davies

El 1980, Paul Davies publica un article mostrant que el sistema binari de 2 pulsars neutrònics trobat al 1974 demostra que Einstein tenia raó en afirmar que la velocitat de la llum és un invariable, ja que aquests púlsars giren un sobre de l’altre a 3.000 km/sg i, això, faria que la velocitat de la llum variés entre 303.000 i 297.000 km/sg, a cada volta d’un pulsar sobre d’un altre; i en canvi, no es nota la més mínima diferència. Com que Einstein havia mort el 1955, no es va poder assabentar d’aquesta confirmació del seu principi.



4ª Conferència: ELS FORATS NEGRES

Els púlsars són difícils de comprendre que amb un radi tan  petit, girin sobre ells mateixos tan ràpid. El 2006 hi havia un amb molt magnetisme que, en emetre molta energia a l’espai (la del Sol en 250.000 anys) en dues dècimes de segon; es troba a 50.000 anys llum de nosaltres. Aquests astres es coneixen com a magnetars com ja vam dir.

Pierre Simon Laplace

Laplace el 1796 (Newton havia dit que la llum eren corpuscles) va suposar que hi haurien astres més grans que el Sol i plantejà quanta massa hauria de tenir un astre perquè la llum no pugui escapar si en ells la velocitat de fuga superés els 300.000 km/sg); serien foscos, com “forats negres” en el cel (aquest és l’origen del nom).

Karl Schwarzschild

L’alemany Schwarzschild, el 1916, va dir que encara que la llum eren ones, podia calcular el radi de l’astre intuït per Laplace. Un astre de 10 km de diàmetre, que tingués 3,5 masses solars ja no podria emetre llum (20 km de diàmetre, 20 vegades la massa del Sol). El 1939, Oppenheimer i Schneider calcularen que per 3,5 vegades la massa del Sol, l’estrella neutrònica podria seguir contraient-se (singularitat cósmica, avui dia forat negre). Chandrasekar va fer notar que segons la massa d’una estrella:

1)- La mort d’una estrella que fa fins a 1,5 la massa del Sol és convertint-se en nana blanca.

2)- Amb una massa entre 1,4 i 3,5, esdevé un púlsar, estrella neutrònica.

3)- Superior a 3,5 vegades la massa del Sol, un forat negre.

Stephen Hawking, el 1974 va exposar vuit estudis per entendre els forats negres. Segons el càlcul de la relativitat, constaria de dues parts: singularitat i horitzó dels esdeveniments. Temps i espai són conceptes relatius i per a nosaltres una cosa que durés una hora, per un altre pot durar diferent. Un forat negre seria una part sense extensió rodejat d’una esfera imaginària, horitzó d’esdeveniments, que, desde fora, un objecte que hi caigués, mai acabaria d’aturar-se i en el forat negre absorbit en mil·lèsimes de segon amb variació d’una sentir-se vermell i finalment negre. Això s’ha de compaginar amb la teoria quántica que no acepta una densitat infinita, cosa que presenta dificultats.

Stephen Hawking

A l’espai poden originar-se partícules virtuals a partir del no-res: Hawking diu que, a partir d’aquest fet, podrien escapar del forat negre partícules virtuals. Si un astronauta caigués dins d’un forat negre, en travessar l’horitzó d’esdeveniments, la seva alçada seria inferior a la mil·lèsima del gruix del paper de fumar.

El forat negre, com que és negre, no es pot veure, però si té un astre a prop, li xuclarà la massa i emetrà una radiació potentísima de raig X o gamma (però els estels neutrònics també n’emeten). Una estrella de la constel·lació del Cigne emet una radiació intensísima i que podria ser deguda a un forat negre, ja que la massa atractiva serà de sis masses solars. El 1971, Martin Rees va dir que al nucli de la galàxia hi hauria un forat negre enorme. I el 1990, per comprovar-ho, el telescopi Hubble va mirar el nucli de la galaxia d’Andròmeda i va arribar a la conclusió que n’hi ha un i de 30.000.000 de masses solars (és calcula per la velocitat de les estrelles que hi ha a prop la força del xuclament de les estrelles). El de la nostra Galaxia s’ha vist que és de 2,5 milions de masses solars. Però com s’explicava l’origen de les galàxies? Seyfert va trobar galàxies “rares” d’un nucli fortíssim (abans de l’explicació dels forats negres). El forat negre del centre de las galàxies explica ara aquelles rareses i d’altres.



5ª Conferència: COM ÉS LA “VIDA” DE LES ESTRELLES?

Si les estrelles varien i brillen, és que estan fetes de les mateixes substàncies que la Terra. De l’energia que emet el Sol, per la distància i el diàmetre de l’esfera terrestre, només ens arriban a la Terra ½ milmil·lionèsima part. I del que ens arriba, la ¼ part es reflecteix. Tot el que fabrica l’energia dels homes, és la deumilionèsima al dia. El gran interrogant és el que crema al Sol.

Julius Mayer

Julius Mayer, el 1870 va suposar que era per la caiguda de meteorits. Helmholtz deia que era per contracció de la massa, que es produïa l’escalfament; si el Sol tingués 25 milions d’anys, el Sol hauria d’haver estat del tamany del Sistema Solar. També pensava així Lord Kelvin. S’ha d’esperar al 1930 per trobar una nova explicació i és l’energia de fusió nuclear que converteix l’hidrogen en heli. Però la fusió nuclear hi ha un moment que comença i un altra en què acaba. Aquesta idea va ser donada per Eddington. Una estrella neix de condensar-se l’hidrogen: ¿A l’Univers hi ha nuclis d’hidrogen que amb el gir de la galaxia s’ajunten per donar lloc a les estrelles? Observant el Cosmos, Hartman, el 1904, va deduir i intuir que sí que n’hi havia. Otto Struve va observar que l’hidrogen era el 90 % (ara se sap que és el 80%) del total de partícules. Quan la gravetat comença a vèncer el núvol d’H, s’anirà contraient fins a arribar a 12 milions de graus de temperatura,  i s’inicien les reaccions. La teoria del relliscament i d’altres, s’han anat rebutjant. El japonés Ayashi va dir que l’estrella depèn del núvol original i, segons això, ocuparà un lloc determinat i allí es mantindrà tota la seva vida. La fusió origina una gran pressió a l’estrella i la temperatura que fa que es dilati i faci disminuir la pressió, però que tornarà a contraure’s (el cas extrem són les variables cefeides).

Otto Struve

A mida que passen els anys, l’estrella va fabricant cada cop més heli, i aquest fa beril·li i carboni (comprovats per espectrografía); i d’aquests, altres elements fins arribar al ferro que és d’una gran estabilitat (el Sol només arriba fins aquest element i encara molt lentament). D’aquí a 5000 milions d’anys, el Sol es dilatarà fins a l’òrbita de la Terra, convertint-se en una geganta vermella. Si tingués deu vegades la massa del Sol, només duraria una desena part. I si encara fos més massiva, seria una supernova, originant-se elements més enllà del ferro. La seva explosió seria molt violenta i es formaria fins i tot plutoni i més enllà.

el Sol

La mort de les estrelles es dividiria en el que hem vist a l’anterior conferència en relació a la massa. El Sol seria una estrella de segona o de tercera generació i s’hauria format a partir dels materials generats en el nucli d’una supernova, ja que tenim elements més enllà del ferro (som cendre d’estrelles!). Les nanes blanques finalment s’apaguen. El forat negre seguirà rebent matèria i amb els púlsars, acabaran tots per extinguir-se.

El Cosmos tindria uns 13.700 milions d’anys, temps suficient per haver originat 2 o 3 milions d’explosions de supernoves en la nostra galàxia.

Cap comentari:

Publica un comentari a l'entrada