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

dilluns, 12 de desembre de 2011

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

Tercer cicle de cinc conferències sobre el tema “L’univers de les galàxies”, pronunciades per Mn.Francesc Nicolau els dies 25 d’octubre i 8, 15, 22 i 29 de novembre a la Sala Sant Jordi del Seminari Conciliar de Barcelona i transcrites per Jordi Babot.

1ª Conferència: LES NEBULOSES EXTRAGALÀCTIQUES SÓN GALÀXIES

Entrem de ple en el que són les galàxies. El 1810 encara no hi havia noció de galàxies (en plural). Herschel va estudiar la forma de la Galàxia i va arribar a la conclusió que tenia forma aplanada i posseïa un nucli molt brillant. També va veure que al cel hi ha moltes nebuloses i s’adonà que algunes es veien més enllà de les estrelles de la Galàxia i eren diferents a les que es veien entre estrelles galàctiques. Però no va sospitar que, en realitat, es tractava d’altres aglomerats d’estrelles semblants als que formen la Galàxia.

Henrietta S.Leavitt (1868-1921)

El 1912 Henrietta S.Leavitt va anar a Xile a estudiar les nebuloses de Magallanes i les seves estrelles variables, que són les que presenten pujades i baixades de brillantor. La més característica es la delta de Cefeu i les que fan una cosa semblant reben el nom de cefeides. Va realitzar unes estadístiques amb les quals va poder demostrar que hi havia una proporcionalitat entre brillantor i la durada del període de variació, cosa que proprcionava un mètode per a calcular distàncies: observat el període variacional d’una cefeida i mesurant –ne la brillantor aparent es pot deduir la distància per comparança amb la lluminositat que sabem que té. No fou fins a Hubble que s’aplicà sistemàticament aquest mètode per calcular distancies de “nebuloses extragalàctiques” a partir de les cefeides; va ser la seva primera feina després d’admès pel Director de l’Observatori de Mount Wilson per a poder estudiar aquelles “nebuloses”.

Vesto M.Slipher (1875-1969)

L’astrònom V.Melvin Slipher va aplicar el fet que quan un cos lluminós s’allunya de nosaltres, la longitud d’ona s’allarga i el color serà més vermellós, o sigui té les ratlles corregudes cap al roig, per trobar els moviments de les “nebuloses” aquelles. i va obtenir el resultat en 15 d’elles que 13 se’ns allunyen i només 2 s’acosten.

Hubble n’estudià 300, calculant-ne distàncies (per les cefeides, com ja havia ideat fer-ho l’astrònom Shapley) i la velocitat (pel mètode de Slipher) i trobà que la immensa majoria se’ns allunyaven i ho feien de manera proporcional a la distància en què es troben (el mateix d’un globus quan s’infla). Aquest resultat s’anomena “Llei de Hubble-Humason”, enunciada el 1929. Humason era el fidel col·laborador del nostre astrònom. Unes poques s’acosten a nosaltres (entre elles hi ha la d’Andròmeda), i és perquè formen part d’un “grup local” (així l’anomenem ara) i es concentren entre elles a causa de la gravetat. Ara, a suggerència de Shapley, anomenem “galàxies” aquelles formacions extragalàctiques.

Milton Humason (1891-1972)

El 1927, dos anys abans, Lemaître ja havia exposat la teoria l’expansió de l’Univers (el Big-bang, com en dirà més tard Hoyle). L’expansió no ha tingut sempre la mateixa intensitat, anant a menys amb el temps. Ara s’ha sabut amb càlcul de distàncies de galàxies llunyanes de més de 10.000 milions d’anys llum. El 1953 resultava que les mesures fetes, si la velocitat decrecessió era constant, mostraven que el Big-bang hauria començat fa uns 2.000 milions d’anys, edat en contradicció amb la de la Terra que se sap ja té més de 4.000 milions d’anys.

Walter Baade (1893-1960)

Però Walter Baade va demostrar que les distancies s’havien de multiplicar per 2,3, perquè no s’havia tingut tingut en compte les diferències entre poblacions d’estrelles a les galàxies. Fins aquest moment, amb aquest error, es veia que la nostra galàxia era molt més gran que totes les altres, però ara, a més d’endarrerir l’inici de l’univers, ja es mostrà que la “Galàxia” era una de tantes.

El 1976 es va formular l’hipòtesi de la “fatiga de la llum” o sigui que l’enrogiment podria ser degut a una minva de l’energia lumínica amb el temps, la qual cosa és errònia, ja que la llum no perd energia i, per tant, no pot variar la longitud d’ona.

Altres hipòtesis trobaren incongruències, com la longitud d’ona cap el roig de cossos allunyats molt propers o en contacte i amb desviació cap al roig diferent., però es veiè que era una apeciació equivocada, o que no es podia demostrar. Avui dia, pràcticamen

2ª Conferència: CLASSES DE GALÀXIES I ENERGIA EMESA PER ELLES

Les estrelles no són totes iguals: tot depèn de la massa inicial. Amb les galàxies passa el mateix, segons va veure Hubble. Però n’hi ha de formes diferents i amb la mateixa massa. Poc després del Big bang (uns 380.000 anys) el que es veu en el fons còsmic són regions diferenciades amb desenes de milionèssimes de grau de temperatura diferent.

Edwin P.Hubble (1889-1953)

Hubble va fer tres classes de galàxies principals: el·líptiques, espirals normals i espirals barrades. Les galàxies evolucionarien des d’esferes que anirien aplatant-se progresivament, fins a una forma el·líptica, quasi plana. Però, les el·líptiques girarien cada cop més de pressa, fins a formar els braços amb el nucli cada cop menys dens per acabar amb les barrades (20% de les existents).


Ara bé, analitzant les classes d’estrelles, les espirals són joves i les el·líptiques són més velles, contra el que havia soposat Hubble. N’hi ha d’altres a part d’aquesta classificació, que són les irregulars (com els núvols de Magallanes) i les especials. Hi ha galàxies amb el nucli molt condensat i radiatiu, sense braços, amb un cercle d’estrelles al voltant i molt pla. Les de tipus D són amb un nucli d’aspecte poc lluminós, amb un diàmetre unes tres vegades el de la nostra galàxia, emetent una gran radiació. Les de Dumbell i d’altres de similars tenen dos nuclis quasi iguals i fortament radiatius: serien dues galàxies que van xocar, però que encara no ho han fet els nuclis.

Gran Núvol de Magallanes

Les galàxies de Seyfert radien en infrarroig i són de 100 a 1.000 vegades més intenses que la nostra galàxia. Contenen hidrogen neutre i les estrelles són joves (no tenen més de 400 milions d’anys)

Les de més a prop són les del nostre grup local, un total de 20, però cap d’elles està en el nostre pla. D’aquestes, 9 ens són satèl·lits. Les petites s’ha vist que, per ser pròximes, amb distàncies inferiors a 1.000.000 d’anys llum, per això es poden observar (si fos més gran aquesta distància, no es veurien).

galàxies del "grup local"

Pel que fa a l’energia que emeten les galàxies, s’ha desenvolupat el seu estudi només en els darrers vint anys.

La diversitat de les galàxies planteja un problema: Per què tenen formes tan diverses?

3ª Conferència: EL PROBLEMA DE LA DISTRIBUCIÓ DE LES GALÀXIES

Què veiem de l’Univers? Ni una mil·lèsima part. I el que veiem és dins d’un doble con, que té la generatriu fent un angle de 45º amb el pla galàctic. I només s’arriben a veure astres fins a la 21ª magnitud. Tot la resta són pures hipòtesis. La concepció d’Einstein diu que al mirar en línia recta, veuriem la nostra esquena, ja que l’Univers està incurvat en si mateix: seria il·limitat, però finit.

Andròmeda té dues galàxies satèl·lits. Forma part del grup local nostre.

El cúmul de la Verge està format per tres mil galàxies. El cúmul dels Peixos en té un centenar . El de Coma Berenices sembla una mica irregular i en té al voltant del miler. I la del Centaure unes 300.

galàxia Andròmeda

Les galàxies poden col·lisionar. Si van en la mateixa direcció, els braços inferfereixen allargant-se. Hi ha galàxies que tenen dos nuclis, cosa que s’explicaria pel fet d’haver col·lisionat fa temps. Les galàxies petites abunden quant més allunyades estan de nosaltres. La nostra galàxia ha absorbit, segons sembla, unes tres de petites en els darrers 3.000 milions d’anys.

galàxies en col·lisió

El nostre grup local només té dues de groses que són la nostra i la d’Andròmeda. Les altres són petites. Els núvols de Magallanes no estan en el pla gal·làctic i serien les més importants de les que ens en són satèl·lits. El més gran té foma de lletra “S” de traç gruixut. És de tipus SB.i de braços poc lluminosos, amb un diàmetre de 23.000 anys llum. Té estrelles de totes menes i nebuloses (com la de la Taràntula). El núvol petit té 13.000 anys llum de diàmetre i és irregular.

En la poca extensió que veiem dins d’un grau quadrat de l’esfera celest, hi ha unes 12.000 galàxies de promig (en alguns llocs més i en altres menys). Si ho poguéssim veure tot i es mantingués la proporció, es veurien 80 milions. Si es veiessin les invisibles, n’hi hauria entre 100.000 i 200.000 milions (tantes com estrelles hi ha a la nostra galàxia); són les llunyanes que no es poden veure amb el telescopi. Hi ha, però, altres càlculs que diuen que només en serien 85.000.

4ª Conferència: ELS QUÀSARS SÓN GALÀXIES ESPECIALS

Per veure que l’Univers s’expandeix cal veure la situació de les galàxies i la distància a la qual estan de nosaltres. La velocitat de fuga és fácil de calcular mirant l’espectre lluminós. Les ratlles que més es veuen són les de l’hidrogen. Si la galàxia s’allunya estaran corregudes cap el vermell; amb això, es podrà deduir la velocitat de fuga i, consegüentment, per la llei de Hubble-Humason, la seva distància. El corriment de les ratlles és fàcil de veure, però la distància a partir de les variables cefeides, poquíssim, encara que suficient perquè Hubble i Humason poguessin averiguar-ne les distàncies. Ho van ver a partir de la brillantor d’estrelles cefeides situades a la perifèria de les galàxies fins a 80 milions d’anys llum, però són llocs amb molta pols i, per tant, disminueixin la brillantor real, per la qual cosa, el 1952 Baade va afirmar que les distàncies de les cefeides observades als braços se les hauria de multiplicar per un coeficient de 2,3 per concordar amb la real.

El 1960 amb aquest mètode es podien calcular distancies fins a uns 500 milions d’anys llum només, ja que a aquestes distàncies els astres són molt tènues i no se’ls pot veure l’espectre. Es coneixien 800 galàxies. Aquell mateix any, Matthews i Sandage veieren que l’energia del Cosmos no solament arriba en forma de llum visible, sinó que també de radiacions més energètiques (ultravioleta, raigs X, raigs gamma) i menys energètiques (com els infrarrojos).

Allan Sandage (1926-2010)

Les primeres no es podien observar des de la superfície terrestre per la protecció que exerceix l’atmosfera, però sí amb els satèl·lits artificals. Igualment amb els infrarroigs. Es va observar que hi havia una forta radiació molt energética provinent de l’espai des d’una mena d’estrella molt tènue (es va saber quina era –la 3C 273-, perquè cessava la radiació quan la Lluna tapava aquella punt de l’espai). Un cop trobada, es va voler observar el seu espectre i que resultà estar molt corregut al vermell.

Maarten Schmidt (1929)

Maarten Schmidt va interpretar-lo com el d’un cos que s’allunyava de nosaltres a gran velocitat (uns 47.000 km/sg) i a una distància de 2.000 milions d’anys-llum. Després es trobà una altra (3C 48) a 4.200 milions d’anys llum i velocitat de 110.000 km/sg. Per anomenar-los, se’ls donà el nom de “quàsars” (quasi-stellar-radio-sources). Avui en dia se’n coneixen uns 200.000 i tots s’allunyen de nosaltres. La majoria estan pels volts de 2.000 milions d’anys llum; el més proper a 1.000 milions d’anys (a menys distància no hi ha cap altre) i el més llunyà a uns 5.000 milions (n’hi ha un que s’ha calculat a 10.000 milions, però no és segur).

Halton Arp

Arp va proposar que podria tractar-se de cosos ejectats per una galàxia (centenars de vegades més petits, per amb una emisió d’energia cent vegades més gran). Però l’interpretació actual és diferent, ja que es creu que es tractaria de nuclis molt actius de galàxies molt joves. Seria un fenomen passatger posterior al naixement de les galàxies. La seva activitat seria deguda a forats negres de gran massa que absorbeix tot al seu voltant. Quasi totes les galàxies espirals tenen un forat negre amb total seguretat. En un moment determinat de la història de l’Univers hi va haver unes galàxies joves amb molta activitat. Entre quasars i galàxies es donen objectes astronòmics intermedis que han pogut ser observats.ningú ja no dubta de l’expansió de l’Univers.

5ª Conferència: ELS BLÀZARS I ALTRES GALÀXIES ACTIVES MOLT ESPECIALS

Des dels telescopis òptics terrestres és obvi que només poguem veure la franja d’ones visibles dins de l’espectre electromagnètic: la llum. Amb els radiotelescopis es va descobrir, però, que del Cosmos també ens arriben ones de ràdio, i així va ser com J.Schmitt, l’any 1968, es va fixar en un punt del cel des d’on es rebia gran quantitat d’aquesta radiació. Aquest punt coincidia amb l’estrella BL de la constel·lació de Lacerta (BL Lac), classificada com a estrella variable de període irregular; i amb els salèl·lits artificials es va detectar que aquesta mena d’astres també emetien raigs X, gamma i ultraviolats els quals, afortunadament, no travessen l’atmosfera terrestre cosa que seria molt perjudicial per la vida.

Amb tot això es van començar a estudiar aquestes radiofonts amb més deteniment, la més famosa de les quals fou l’estrella 3C 273 ( la número 273 del tercer catàleg de Cambridge) que, segons els càlculs de M.Schmidt, es troba a una distància de 2.000 milions d’anys-llum i que se la va classificar com a quàsar.

Edward A.Spiegel

A mesura que s’anaven descobrint més radiofonts, l’astrònom Edward A.Spiegel es va adonar que algunes d’aquestes eren molt especials i les va anomenar Blàzars, mot que resulta de la contracció del nom de l’astre BL Lac i de “quàsar” ja que, com es recordarà de la conferència anterior, els quàsars es consideren galàxies llunyanes (a més de 1.000 milions d’anys-llum) que emeten gran quantitat d’energia degut al fet que en el seu centre hi ha un forat negre supermassiu que engoleix tota la matèria que hi té al voltant (entre 10 i 1.000 estrelles anuals). Aquesta energia és emesa en forma de “jet” de plasma (àtoms altament ionitzats, a més d’electrons i protons) a una velocitat propera a la de la llum, la qual és ejectada en les dues direccions perpendiculars al pla de la galàxia. L’única diferència entre un quàsar i un blàzar és que aquest darrer té el “jet” dirigit cap a la Terra i per això el podem veure com si fos un punt de llum enormement brillant i molt llunyà. S’ha calculat que dels 200.000 quàsars descoberts fins ara, uns 80 són blàzars i entre ells es troben l’”estrella” BL Lac, la 3C 273, i la 3C 48. (foto 15)

Altres galàxies especials són aquelles que emeten gran quantitat de radiació infraroja, o sigui, en la part més baixa de l’espectre electromagnètic, al contrari que els quàsars que ho fan en la part més alta de l’espectre. Aquesta mena de galàxies van ser descobertes gràcies al satèl·lit IRAS (Infra-Red Astronomical Satellite) el qual es va llançar a l’espai l’any 1983 i que aviat va detectar fonts de radiació infraroja que no es corresponien amb cap astre conegut.


De nou es va haver de recòrrer als telescopis terrestres per mirar de resoldre aquest misteri, i el que ho va aconseguir fou el telescopi NTT de l’Observatori Europeu Austral de La Silla (Xile), mitjançant el qual es va poder observar que aquests punts es corresponen amb galàxies llunyanes (entre 500 i 3.000 milions d’anys-llum) que emeten el 95% de la seva energia en l’infraroig la qual cosa vol dir que fan molt poca llum però que són de grans dimensions, que tenen una forma indefinida i que ejecten l’energia, comparable a la d’un quàsar, en forma de filaments o antenes. S’ha interpretat que podrien tractar-se de galàxies en col·lisió o bé de forats negres en col·lisió, pas previ al naixement d’un quàsar.

Observatori Europeu Austral de La Silla (Xile)
Hi ha galàxies que poden semblar especials però que en realitat no ho són. És el cas de les galàxies molt i molt llunyanes, la llum de les quals la rebem desviada potser degut a la presència de la controvertida matèria obscura, que actuaria com la lent d’un telescopi natural provocant un miratge, això és, veient aquestes galàxies més grans i deformades del que són en realitat… però aquest ja és un tema que s’abordarà en el següent cicle de conferències. Us esperem!

Cap comentari:

Publica un comentari a l'entrada