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

divendres, 31 de març de 2017

Mn. Francesc Nicolau: ELS QUÀSARS SÓN GALÀXIES LLUNYANES

Resum de la quarta xerrada del segon cicle de conferències, sobre els tema Els Astres i l’Astrofísica, que va pronunciar Mn. Francesc Nicolau el dia 21 de març del 2017. Si voleu veure el resum de la tercera conferència, cliqueu aquí.

Què son els quàsars? Com ja vàrem dir, són completament diferents als púlsars. En un principi, el càlcul de la distància de les galàxies era molt problemàtica. Miss Leavitt havia trobat que la brillantor de les supernoves estava en relació a la seva oscil·lació. Com sovint hi ha supernoves a les galàxies, veient la brillantor i el temps de les oscil·lacions (la llum que emet i la que arriba) permeten conèixer la distància. Amb aquestes premisses, Edwin Hubble va arribar a conèixer la distància de les galàxies. Va estudiar-ne unes 600, gràcies a la brillantor, però totes eren properes, a menys d’uns 500 milions d’anys.


Si una galàxia es mou, les seves ratlles espectrals també es desplacen. En un principi es veié l’espectre de les de distància coneguda i es calculava la velocitat d’allunyament. Si el Cosmos s’expandeix, totes les galàxies es separen; si és a la mateixa velocitat una d’altra, es duplica quan està al doble de llum, etc. Mirant el corriment cap al roig, es pot saber la distància de les galàxies fins a uns 500 milions d’anys llum, que és el que li va permetre l’instrumental utilitzat. Les galàxies més llunyanes tindrien les ratlles espectrals encara més separades.


El 1960, Allan Sandage va trobar una estrella amb una radiofreqüència molt energètica (emetia raigs gamma). Les ratlles del seu espectre eren molt estranyes. Marteen Schmidt les va analitzar i va veure que havien corregut un 16% cap al roig i no semblava el “normal” de l’hidrogen. Això evidenciava que estaria a una distància de 2.600 milions d’anys. Després es va descobrir un altre astre a 4.200 milions d’anys llum. Se’ls va donar en anglès el nom de quàsar (combinació de “quasi-star radio sources”).

Recreació artística d'un quàsar

Emetien a unes 2.000 vegades la lluminositat de la nostra galàxia. El seu model era el d’un punt d’una energia enormíssima i emissió de gran lluminositat i radiacions molt energètiques de raigs X i gamma. Es va arribar a dir que es tractava d’un gran nombre d’estrelles que xocaven entre elles o amb moltes supernoves. No hi havia cap quàsar més proper d’uns 700 milions d’anys llum i arribaven a 13.000 milions, amb un màxim entre 2.000 i 3.000 milions d’anys llum.

Esquema d'un quàsar

Eren la visió de com era l’Univers fa 2-3.000 milions d’anys L’explicació més veraç o menys contradita, era la d’afirmar que les galàxies actuals evolucionaren a partir dels quàsars. Al centre del quàsar hi hauria un forat negre, de centenars a milers de vegades la massa del Sol, amb una gran força d’atracció i que s’empassaria una gran quantitat de matèria i d’energia, consumint la pols i les estrelles  del voltant (entre dos i tres Sols anuals). Però l’energia del forat aniria minvant, cosa que permeté que els quàsars anessin prenent la forma de les galàxies (hom suposa que al centre de la nostra galàxia hi hauria encara un gran forat negre).


Els blàzars serien uns quàsars especials. Són punts que irradien en infraroig  molt potent. Descoberts per Edward Spiegel, el seu nom prové del primer objecte reconegut com a tal: el BL de la constel·lació del Llangardaix. Va variant la seva lluminositat: alguns, solament cada unes hores; altres varis dies. Aquest fenomen s’explicaria per una emissió de plasma des dels seus pols i que era projectat pel forat negre (altres casos no ho fan tan fort ni amb aquesta direcció). Es va observar el 1982 que els quàsars s’agrupen en cúmuls. El 2013 se’n coneixien 20. El darrer en descobrir-se contenia 73 quàsars.

EL reportatge que es va veure a la conferència és el mateix que el de la tercera xerrada.

dimarts, 21 de març de 2017

Mn. Francesc NIcolau: LA DESCOBERTA DELS PÚLSARS

Resum de la tercera xerrada del segon cicle de conferències, sobre els tema Els Astres i l’Astrofísica, que va pronunciar Mn. Francesc Nicolau el dia 14 de març del 2017. Si voleu veure el resum de la segona conferència, cliqueu aquí.

Els púlsars són estrelles estranyes del món estel·lar i la història de la seva descoberta comença el 1054 quan a la Xina, amb tradició de segles d’observació, van veure una estrella que brillava molt i va anar minvant de resplendor fins a desaparèixer. A occident, en canvi, no n’hi ha constància d’aquest fet (només al Pròxim Orient, a Bagdad).


Messier, al seu catàleg de nebulositats permanents del cel, va descriure una nebulositat a Taure (la primera del seu catàleg) i que avui dia es coneix per la forma que té com a nebulosa del Cranc i que només es pot observar amb telescopi. Lundmark va observar que aquella nebulosa era al lloc de l’estrella dels xinesos. Quan una estrella fa una explosió, deixa una nebulosa. Tycho Brahe, el 1572, va veure al cel una estrella que augmentava la lluminositat no es coneixia d’abans, a la constel·lació de Cassiopea. Actualment brilla molt poc.


Aquest tipus d’estrelles se les coneix com a nova. Lundmark va investigar si aquella nebulosa no provindria de l’explosió d’una estrella encara gran, més que una nova era una supernova, fet confirmat per Hubble, pels filaments que s’hi veuen i que s’expandien, segons els seus càlculs, a 1.000 km/sg (actualment se sap que s’estenen 1600 km/sg), fins a un diàmetre de 9 anys llum i a una distància de 6000 anys llum de la Terra. Baade va retratar la nebulosa i va observar al seu centre una petita estrella, resultat de l’explosió.

 

La reconstrucció històrica d’aquells fets seria la d’una estrella d’unes 5 masses solars, que va viure uns 1.000 milions d’anys, transcorreguts els quals, va consumir el seu hidrogen, heli i carboni. Va començar a mostrar debilitats i es va trencar l’equilibri entre la gravitació i la radiació, essent la gravitació més forta que la radiació, pel pes dels àtoms pesants que s’hi haurien format, com ara el ferro, precipitant-se aquells cap el centre, a gran velocitat. En pocs segons va disminuir la seva mida unes mil vegades (implosió). Llavors, es va produir una reacció de ressort contrària, amb una gran explosió cap a l’espai i que va produir la nebulosa. La llum originada va viatjar durant 6000 anys fins arribar a ser observada pels xinesos.


El 1968 es descobreix que a la nebulosa hi havia una estrella pulsant i que era l’estrella de Baade. Però la història de les pulsants cal remontar-la al 1932. Landau va emetre una teoria, segons la qual, havia la possibilitat que si una estrella era d’una massa mínima quatre vegades el Sol, al final de la seva vida s’encongiria, tornant-se molt petita i amb una densitat molt gran. Els electrons es precipitarien als nuclis originant neutrons. Un centímetre cúbic de matèria podria pesar milions de tones. Zwicky i Baade suposaven que això podria passar.


Finalment Jocelyn Bell Burnell, ajudant de Hewish, feia observacions amb un radiotelescopi de les radiofonts (la majoria de les estrelles) i la cinta en què quedaven gravades dites observacions veié que, hi havia una sèrie de pics intensos registrats durant dies successius i que es retardaven uns quatre minuts diaris per efecte de la rotació terrestre (el que provava que eren originaris de l’espai). Segurament provenien d’una estrella. Aquests astres ara s’anomenen “pulsating stars” en anglès, abreviat “pulsars”. Orientant el radiotelescopi a la nebulosa del Cranc, la petita estrella va resultar ser un púlsar (amb pic cada 0,33 segons).



Avui dia, es coneixen més de mil púlsars, molts d’ells més ràpids que el de la nebulosa del Cranc. Són rellotges més precisos que els rellotges atòmics. La pulsació seria deguda a la rotació sobre si mateixes a gran velocitat degut a l’encongiment (conservació de la quantitat de moviment). El diàmetre seria d’uns 15-20 km. La pèrdua d’energia fa que cada vegada girin més lentament (dissipació de l’energia). El camp magnètic seria enorme: d’un bilió de gauss.


Hi ha púlsars ultraràpids. El 1982 es va observar-ne un de 610 voltes/sg i posteriorment, un altre de 700 voltes/segon. Serien estrelles dobles que en disipar-se una, s’acceleraria l’altra (però el púlsar més veloç, no té company: serà que ja l’ha perdut?). Einstein diu que la velocitat de la llum es invariable, ja que és independent de la velocitat que tingui el cos que emet llum. Aquest fet s’ha pogut observar en un púlsar doble.

Si voleu veure el reportatge complet que es va projectar a la conferència, cliqueu aquí.

dijous, 16 de març de 2017

Mn. Francesc Nicolau: PARTICULARITATS DE LA NOSTRA GALÀXIA

Resum de la segona xerrada del segon cicle de conferències, sobre els tema Els Astres i l’Astrofísica, que va pronunciar Mn. Francesc Nicolau el dia 7 de març del 2017. Si voleu veure el resum de la segona conferència, cliqueu aquí.

A l’Univers hi ha moltes galàxies, però explicarem com és la nostra. Si la observessim des d’amunt, veuríem que és espiral, amb un nucli molt dens d’estrelles, amb una mica de barra al centre. Si la veiéssim de costat, el nucli quasi esfèric, amb els braços allargats, amb tres braços llargs i dos de més petits. El nom “Galàxia” ve del grec “llet” pel seu aspecte nocturn (la mitologia grega deia que era una gota de llet que va perdre Juno quan amamantava Hèrcules). La galàxia seria, però, més que una nebulosa.

La NGC628 (o M74), una galàxia molt semblant a la nostra

Nosaltres som a uns 30.000 anys llum del seu centre i a uns 4-5 anys llum del pla equatorial. Les dimensions costaren molt de trobar-les. Galileu fou el primer que va dir que la Galàxia era una condensació d’estrelles i, més tard, fou Herschel, qui va deduir la seva forma biconvexa i que estava formada per 300 milions d’estrelles (en realitat són moltes més) amb un diàmetre de 8.000 anys llum.


Després Kapteyn (1851-1922), ajudat de la fotografia, veié que era molt més gran i li atribuí un diàmetre de 23.000 anys llum i uns 6.000 anys llum de gruixària. Cap el 1920 va modificar les xifres i les distàncies que serien de 35.000 anys llum de diàmetre i 11.000 anys llum de gruix.


Shapley (1885-1972) va indicar que la Galàxia tenia a l’entorn unes agrupacions estel·lars anomenades cúmuls estel·lars i que, atrets per la gravetat, giraven al voltant de la Galàxia, fent una forma esfèrica que havia de tenir per centre el mateix que la Galàxia. Va pensar que calculant-ne les distàncies podia deduir la de centre galàctic, però en no tenir no en compte que la lluminositat dels cúmuls es veia inferior a la real degut a l’efecte de la pols interestel·lar, per aquesta causa els càlculs van sortir equivocats, i per tant no eren tan lluny com ell es pensava. Va indicar que el sol era a 50.000 anys llum del centre. La exageració de Shapley fou corregida cap els 1950 per Trumpler. Actualment, se li atribueixen uns 90.000 anys llum. El Sol és al braç anomenat de Perseu, a uns 30.000 anys del centre, com ja s’ha dit més amunt.


A més d’estrelles, a la Galàxia hi ha també nebuloses formades per partícules que no han condensat per formar estrelles. La primera notícia de nebuloses fou donada per Huygens, en observar la nebulosa d’Orió. Messier, en el seu estudi dels cometes (va trobar-ne 21) va fer un catàleg de nebulositats que no eren cometes, el qual en conté un total de 109.


Actualment les nebuloses es divideixen en galàctiques i extragalàctiques (que són en realitat galàxies). En aquells temps, es pensava que els límits de l’Univers eren els de la pròpia Galàxia.


Huggins va resoldre la qüestió amb l’espectroscopia, quan es comprovà que n’hi havia de vàries menes (les gasoses donen espectres amb ratlles i les sòlides, és a dir, les formades per estrelles, serien amb espectres continus). Wolf (1863-1932) seguí amb el catàleg, el qual es va continuant avui dia.


Les nebuloses galàctiques poden ser obscures o lluminoses. Al principi, es pensava que les obscures eren zones de l’espai sense estrelles, però avui dia se sap que són grans masses de matèria opaca que priven la visió de les estrelles que hi ha al darrere. Un exemple es la del Cap del Cavall. Una altra, el Sac de Carbó, tindria una massa de 14 sols. De vegades hi ha taques fosques a les lluminoses, les quals se les atribueix la mateixa natura: matèria opaca.


Les nebuloses poden ser d’emissió per fluorescència o de reflexió. A les primeres, el gas absorbeix part de l’energia que reben i no fan de simple mirall, emetent en una longitud d’ona menys energètica. Hi ha d’altres que són intermèdies . La Rosetta, a Unicorni, seria d’emissió, molt interessant per la seva emissió a unes zones en vermell i altres zones en blau. La seva massa és enorme i potser propera a la de 9.000 sols. 



Les nebuloses planetàries, com ara Dumbell, provindrien  d’estrelles centrals que varen fer explosió, com ara les supernoves. La nebulosa de l’Òliba i la del Clown serien també d’aquest tipus; els seus gasos s’aniran expandint en un futur. La Terra té elements diferents de l’hidrogen i de l’heli; fins al ferro foren originats en les reaccions estel·lars, però els de més enllà, ho foren en una supernova. Els gasos de les nebuloses planetàries es condensen formant altres estrelles i planetes. De vegades, aquesta condensació és enorme. Però això ja serà tema per a una altra conferència.

Si voleu veure el reportatge complet que es va projectar a la conferència, cliqueu aquí.

divendres, 10 de març de 2017

Jorgina Jordà: MINERALEXPO BARCELONA-SANTS 2017

Novament, ha tingut lloc a les cotxeres del barri de Sants la fira de minerals i fòssils MINERALEXPO Barcelona-Sants 2017 organitzada pel Grup Mineralògic Català.



Com cada any, a més de la possibilitat d’adquirir minerals, fòssils i estris relacionats amb el seu estudi també s’ha pogut gaudir d’un gran nombre d’activitats.

Només arribar vam poder  saludar a molts companys i amics d’afició, la majoria presents a l’stand del Grup Mineralògic Català, punt de partida per endinsar-se  a la fira i a la recerca de les novetats mineralògiques de l’any.

A escala internacional, cal destacar alguns exemplars de quars amb hematites de la regió d’Inner Mongòlia, Xina (2016), indret que segurament donarà més sorpreses, ja que a causa del poc temps que fa de la descoberta encara s'estan analitzant altres espècies. També cristalls de rodocrosita amb siderita de la Pedrera Poudrette, Quebec, Canadà (11/2016) que encara que ja es coneixien, no en exemplars d'aquesta grandària i bellesa; cristalls d'or extraordinaris de Serra do Caldeirão, Pontes i Lacerda, del districte Alt Guaporé, Mato Grosso, Brasil (9-12/2015); un exemplar de proustita amb guix de la Mina San Martín, Sombrerete, Zacatecas, Mèxic; exemplars d'atzurita i malaquita de la també mexicana mina de Milpillas, en forma d’uns magnífics cristalls tabulars que recordàvem als clàssics del Tsumeb, Namíbia però d'un format XXL (1/2017), també de Milpillas destacar uns exemplars de volborthita (fosfat) (2015); cristalls d'acantita, aeris i també d'una mida gran de la mina Hongda, Xina; exemplars de djurleïta (sulfur) amb intercreixements de calcocita d'Aït Ahmane, Bou Azer, Ouarzazate Souse-Massa Drâa, Marroc (11/2014-5/2015) i que fins a la darrera fira de Tucson no s'havien vist, tot i ser una troballa de fa uns tres anys; unes calcites maclades espectaculars de la mina Palmarejo, Chihuahua, Mèxic (10/2016) i molts més.

             Quars amb hematites de la regió d’Inner Mongòlia, Xina


Rodocrosita amb siderita de la Pedrera Poudrette, Quebec, Canadà

Or de Serra do Caldeirão, Pontes i Lacerda, del districte Alt Guaporé, Mato Grosso, Brasil

Atzurita i malaquita Mina de Milpillas, Cuitaca, Municipio Santa Cruz, Sonora, Mèxic

 També em van cridar l'atenció unes fluorites verdes de Sud-àfrica; un gran exemplar de strengita de Svappavaara Suècia; meta-torbernita i meta-autunita de la mina de Margabal Entraygues-sur-Truyère, Aveyron, Midi-Pyrénées, França; lamprofil·lita de Rasvumchorr Mt. Khibiny, península de Kola, Murmanskaja Oblast, Rússia, les sempre clàssiques vanadinites del Marroc; malaquites de la zona de Katanga, RD Congo; nombrós material del Brasil com quarsos, turmalines, vivianites, plates i anatases a més de bons lots de minerals de Panasqueira, Portugal.







Foto: Isabel Benet

Foto: Isabel Benet

A escala nacional, destacar les poc vistes hemimorfites pseudomòrfiques de calcita i smithsonita pseudomòrfica de calcita + hemimorfita de la zona d’Herrerias, Cantàbria (2016); hi havia, com és habitual, un bon assortit de fluorites, calcites i barites asturianes; skutterudites de Cala molt maques; unes smithsonites de la mina El Lirio, Cartagena, Múrcia en gra d'arròs (que és un terme del qual havia llegit molt en les descripcions d'aquest mineral però que mai havia pogut veure tan ben representat); melanterites d'un color verd clar de la  Corta Brunita, Múrcia; les clàssiques dolomites d'Eugui, Navarra o les arxiconegudes pirites de Navajún; ortoses i quarsos de La Cabrera, Madrid i uns curiosos quarsos pseudomòrfics d'ortoclasa de Malpartida de Corneja, Àvila. També anglesites i cerussites de Linares; unes celestines d'Alacant amb una lluïssor i color com mai vistes de la pedrera CEMEX i uns quarsos molt bufons amb inclusions d’hidrocarburs procedents de Berbes, Astúries.







Per als amants del mineral català, si se sap buscar, també hi havia mostres interessants de jaciments clàssics: plata de Gualba; devil·lina i parnauïta de la Linda Mariquita, El Molar; cerussita, esfalerita, atzurita, fluorita i calcita de la Pedrera Berta; tetraedrita, atzurita, theisita i claraïta de Rocabruna; fosfats del Turó de Montcada; zeolites de la Pedrera Saboia de Sant Cornel·li, Fogars de Tordera, etc.




Pel que fa a fòssils, pocs expositors però molt ben assortits. Es van poder admirar exemplars de tota mena: ammonites, crustacis, decàpodes molt ben preparats, equinoïdeus, peixos, mol·luscs...


Com sempre, no faltaven les parades amb estris per a tot el que puguem necessitar els aficionats a la mineralogia, a més de llibres i revistes que ens serveixen per estar al dia de les novetats.

A més les activitats paral·leles a la fira que tenen molt bona acollida i gran èxit de públic:

TALLERS

TALLER d'INICIACIÓ als MINERALS per a NENS i NENES.

TALLER LAPIDARI: A càrrec d'Elvira Vilanova, professora de gemmologia de la Universitat de Barcelona.

L'ENCÍS de la PEDRA BONICA. PRESERVAR TOT GAUDINT-NE: A càrrec de l'arqueòloga la Dra. Margarida Genera i Monells, amb l'ajuda de Meritxell Lladó.

INTRODUCCIÓ al CONEIXEMENT dels METEORITS: A càrrec de José Vicente Casado.

Només em resta donar les gràcies, a tots els que m'han comentat i explicat els minerals més destacats i per permetre'ns retratar-los.

Fotografia: Agustí Asensi.

dimecres, 1 de març de 2017

Mn. Francesc Nicolau: HI HA GALÀXIES DE MOLTES MENES

Resum de la primera xerrada del segon cicle de conferències, sobre els tema Els Astres i l’Astrofísica, que va pronunciar Mn. Francesc Nicolau el dia 28 de febrer del 2017.

Que hi ha agrupacions estel·lars semblants al conjunt anomenat Via Làctia (o Galàxia), no es va començar a dir fins l’any 1930. Tot arrenca quan Edwin P. Hubble va posar-se a examinar amb detall les “nebuloses extragalàctiques”, entre les quals la de la constel·lació d’Andròmeda, de la qual va poder afirmar,  ja al 1924, que era una formació d’estrelles. Després demostrà que d’altres “nebuloses” també eren en realitat formacions d’estrelles. Al 1930 Harlow Shapley va determinar que a aquestes agrupacions estel·lars s’havien d’anomenar galàxies.



El problema de resoldre a quina distància es trobaven es resolgué gràcies a les estrelles anomenades variables cefèides que tenen una brillantor determinada per un període de variació segons va demostrar l’astrònoma Henrietta S. Leavitt l’any 1912. Ejnar Hertzprung calculà la distància de les galàxies evaluant la distància real d’una cefèida, encara que després s’hagueren de multiplicar per 2,3 les distàncies obtingudes. També el nostre Josep Comas el 1935 va demostrar que calia augmentar les xifres, i va se Walter Baade qui el 1952 ho va resoldre distingint una Població I i II.


Les galàxies s’agrupen en cúmuls. El nostre cúmul local està format per 19 galàxies, entre les quals està la Via Làctia, Andròmeda i els Núvols de Magalhães. Els tipus de galàxies establets per Hubble són: el·liptiques (20%), espirals normals (50%), espirals barrades (26%) i irregulars (4%), però avui dia hem d’agegir-hi moltes de tipus especials com les el·líptiques radioactives, les de tipus D (amb un nucli el·lipsoidal i un disc molt extens), les de tipus Dumbbell (amb dos nuclis), les de tipus N (un sol nucli però amb dos punts emissors d’ones de ràdio), i els quàsars des quals hi dedicarem tota una conferència. Les galàxies de tipus N es subdivideixen en: de Seyfert, compactes (o de Zwicky), blaves (o de Markarian) i lacèrtides.



Però encara hi hem d’afegir un altre tipus: es tracta de les galàxies infraroges descobertes per casualitat pel satèl·lit IRAS, enviat a l’espai per analitzar la radiació infraroja i que el 1983 va localitzar punts invisibles que irradiaven fortament en l’infraroig. Calgué, doncs, fer un telescopi de nova tecnologia (l’NTT) per “veure” aquells punts: eren galàxies debilíssimes, molt llunyanes i de formes variades, que tota la seva radiació contenia fins un 95% d’infraroig.



Finalment cal aferir encara les galàxies anomenades “explosives” que no són més que el resultat de la col·lisió de dues galàxies . Si voleu veure el reportatge que es va projecatr a la conferència, cliqueu aquí.