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

Primer cicle de cinc conferències, sobre el tema “L’univers de les galàxies”, pronunciades per Mn. Francesc Nicolau els dies 26 d’octubre i 2, 9, 16 i 23 de novembre de 2010, a la sala Sant Jordi del Seminari Conciliar de Barcelona i transcrites per Jordi Babot.

1ª Conferència: WILLIAM HERSCHEL CLASSIFICA LES NEBULOSES EXTRAGALÀCTIQUES

Herschel neix el 1738. Al segle XVIII no hi ha ningú que sospiti que més enllà de la Galàxia hi hagi res, ni tampoc se sap res de les seves dimensions. La majoria encara pensa que les estrelles són fixes (la primera classificació era en estrelles fixes i estrelles planetes o errants).

Halley, nascut el  1656, va poder dir que les estrelles fixes no eren tan fixes repassant catàlegs. Les de l’Òssa Major s’havien mogut clarament. També es va fer famós pel cometa que va preveure la seva aparició després de calcular-ne un període d’uns 70 anys. Huygens va pensar que si no estaven fixes en una volta estarien a distàncies diverses. Potser totes brillen igual en elles mateixes. L’estrella Sírius, per la seva brillantor respecte del Sol es pot saber la seva distància (suposant que el Sol i Sírius brillessin igual) i la calculà. Veiè que era molt gran (però com que brilla 20 vegades més, la distància és realment 20 vegades la calculada per ell). Els astrònoms intentaren calcular distàncies estel·lars per triangulacions: Flamsteed, que havia fundat l’observatori de Greenwich, no se’n va sortir. Tampoc Cassini. Ni Römer (el qui va trobar la velocitat de la llum). Bradley va trobar l’aberració de la llum pel fet que la Terra corre, la llum de totes les estrelles es veu desviada fent un vaivé cada any, degut precisament a aquest moviment terrestre, i és d’uns 20 segons.

La distància es va trobar per triangulació mesurant l’angle visual a l’hivern i a l’estiu, quan la Terra està en posicions oposades i el Sol al centre. La diferència de l’angle d’observació donava el mateix. L’angle no va més enllà de set dècimes o unes poques encara dècimes de segon. Això es pogué fer el 1818 per Bessel (0,3 sg). L’angle que té per vèrtex l’estrella i costats passant per la Terra i el Sol es diu paral·laxi: la més propera és a 4,3 anys llum (una distància increïble). Piazzi, descobridor del primer asteroide, tampoc se’n sortí.

Friedrich Wilhelm Herschel

Herschel era fill d’un músic i nasqué a Hannover (actual Alemanya). Ell també era músic i tocava l’oboè en una banda militar. En una batalla veié la m ort molt aprop, cosa que el va fer desertar de l’exercit i als 19 anys va fugir a Anglaterra, a la ciutat de Halifax. Allà fou organista i professor de música durant 15 anys. Però també li agradava la ciència dels astres. Va llegir l’obra del matemàtic Thomas Wright, la qual afirmava que, segons la llei de Newton, la galàxia havia de tenir forma el·lipsoidal. Va cridar la seva germana Carolina a Anglaterra perque l’ajudés. Va casar-se a l’edat de 50 anys. Amb la seva germana fabricà fins a 70 telescòpis. Va dedicar-se a comptar quantes estrelles hi ha a cada regió quadrada del cel.  El 1785 va observar una estrella que es movia i tenia diàmetre aparent que resultà ser en realitat un planeta, Urà, però que ell va anomenar Jordi (en honor al rei d’Anglaterra). El rei li va atorgar un sou per a poder-se dedicar a l’astronomia. Actualment, se sap que Urà té un anell (no observable al telescopi ordinari) i és de color blanc blavenc.

Herschel va trobar la declinació i posició de més de 25.000 estrelles. Una de les estrelles de l’Óssa Major, Mizar, era una estrella doble que molts pensaven que era un efecte de perspectiva. Ell va demostrar que eren dues i que una girava al voltant de l’altre (ara se sap que són tres). Actualment es calcula que un 70% d’estrelles són dobles (o múltiples), o sigui, a poca distància una de l’altra que fa que estiguin unides gravitacionalment. Estrelles variables són estrelles que varien de brillantor. N’hi ha que són dues, una és que oculta l’altra (com un eclipse). John Goodriecke, posterior a Herchel, va demostrar que tenia raó, estudiant la devallada de la brillantor. Però també demostrà que n’hi ha de simples, o sigui, autèntiques variables. Aquest astrònom va morir a l’edat de 22 anys. El Sol es mou dins la Galàxia amb la resta de les estrelles. I es mou cap a un punt (“àpex solar” com l’anomenà Herschel) a 220 Km/sg.

Les nebuloses foren catalogades per Messier; en trobà 104: comprèn les autèntiques i les que actualment se sap que són galàxies (Andròmeda és M-31). Herschel en va catalogar més de 2.500 i va afirmar que moltes eren acumulacions d’estrelles (que es veuen molt tènues) i les anomenà nebuloses extragalàctiques.

Caroline Herschel

La seva germana va morir als 98 anys i va ajudar al seu nebot John que va poder aplicar per primer cop la fotografia a l’observació i va completar l’obra del seu pare amb les estrelles de l’hemisferi austral.

2ª Conferència: LA VIA LÀCTIA ÉS LA NOSTRA GALÀXIA

Via Làctia significa “camí de llet”. Entre nosaltres es coneix com a Camí de Sant Jaume o “Camino de Santiago”, pels pelegrins que la seguien per arribar a Santiago de Compostela. Galàxia ve del grec “galactos” que significa llet.

la Via Làctia

La certesa que el Sol forma par de la Via Làctia és només del segle XIX. Galileu va afirmar per primer cop que la nostra galàxia era un conjunt d’estrelles i no una taca com la llet, com es creia abans. Herschel en afirmar que veia la forma de l’Univers: conjunt d’estrelles de forma aplanada; el perfil equatorial serà la Via Làctia. Tots els estels que es veuen a simple vista formen part d’aquest conjunt excepte el piquet borrós que és la galàxia Andromeda, a 2 milions d’anys de nosaltres i de forma molt similar. Ara sabem que se’ns acosta a 200 Km/sg; no es pot percebre la seva forma a ull un i té petits cúmuls satèl·lits. És una mica més gran que la nostra.

Galileu Galilei

La Galàxia està formada, a simple vista per unes 6.500 estrelles (si es mira en una nit serena i dalt d’una muntanya). Segons Herschel n’ni ha tres-cents milions. Actualmentes diu uns quatre-cents mil milions, en haver descobert les nanes marrons i moltes altres.

Les dimensions de la galàxia van ser donades per primer cop per Herschel i les xifrava en 8.000 anys llum de diàmetre. Kapteyn, holandès, el 1906 va dir que era de 23.000 anys llum i el gruix del nucli de 6.000 anys llum; després, es va corregir: el diàmetre de 55.000 a.ll. i el gruix de 11.000 a.ll. Herschel havia cregut que veia igual distància a les dues bandes i el Sol rea al centre. En realitat és que al mirar cap al centre, les estrells es tapen les unes a les altres i, per això, donava aquesta sensació.

Shapley va tenir la idea que, com que la Galàxia té un entorn esfèric de cúmuls globulars (“escorrialles” de quan es va formar), eixams d’estrelles que fan una esfera al voltant de nostra Galàxia; si s’en mesurava la distància pel mètode indirecte de la brillantor, aleshores donava per a la Galàxia un diàmetre de 100.000 a.ll. Actualment se sap que era una mica exagerada aquesta distància, com mostrava Templer, el qual va tenir en compte que la llum que venia dels cúmuls globulars minvava per la pols i gas que es troba entremig. I s’afirma ara que és entre 85 i 90.000 a.ll.

Jan Hendrik Oort

Oort, de Leiden (Holanda), va establir que per a la Galàxia aquestes dimensions ben confirmades:

1)-El diàmetre és de 85.000 a.ll. El Sol està a una distància de 28.000 a.ll. del centre, en un dels braços (el radi és de 43.000 a.ll.).

2)-El gruix és de 16.000 a 20.000 a.ll. en el centre. En allunyarse’n va disminuint.

3)-Els braços són cinc, entre els quals hi ha Sagitari, Orió i Perseu (elSol en el braç d’Orió). Totes les estrelles giren al voltant del centre i formen els braços. Entre les estrelles hi ha un formigueig degut a la gravetat local, però totes gires a l’entorn del centre galàctic.

4)-La velocitat del Sol és de 200 Km/sg, girant entorn al centre de la Galàxia. Triga 225 milions d’anys en donar una volta sencera. Aquest temps és l’any còsmic.

5)-Els cúmuls giren al voltant de la galàxia i per ser més lluny són molt lents. En altres galàxies, les fotografies mostren que els braços són més blavosos i el centre és més clar. S’interpreta que al centre hi ha un enorme forat  negre (que és un milió de vegades la massa del Sol). El moviment de les estrelles pròximes a ell és molt ràpid, i això precisament explicaria aquesta existència.

3ª Conferència: NEBULOSES DE LA GALÀXIA

Hi ha 3.000 nebuloses o objectes nebulosos a la Galàxia. El 1685 Huyghens ja va descobrir la nebulosa d’Orió. Messier el 1781 publicà el catàleg de 109 nebuloses. Herschel el 1791 va observar que en certs punts no hi havia estrelles. Eren com forats al cel. En realitat, hi havia una nebulosa que no estava il·luminada. El que va decidir que les nebuloses s’havien de distingir dels cúmuls d’estrelles i altres, fou el 1864 per Huggins mitjançant espectroscopia: Si és un gas incandescent farà ratlles. Per què és incandescent? Les nebuloses galàctiques són de gas i estan a la nostra Galàxia; si fossin de les “estrelles” serien altres galàxies.

Christiaan Huygens

Cap el 1910, Wolf Bernard va dir que els forats de Herschel serien nebuloses fosques i de natura opaca, com la “Testa de Cavall” de la constel·lació d’Orió.

Les nerbuloses lluminoses es subdivideixen en nebuloses de difusió (reflexió o d’emissió) i nebuloses planetàries.

Entre les fosques hi ha els Sacs de Carbó. Deixen passar algunes estrelles que hi ha al darrera. Les Pleiades, quan es veuen amb un telescopi especial es veuen amb un halus: aquesta seria una nebulosa de reflexió. La seva explicació serà que les estrelles han nascut d’aquests núvols de pols còsmica.

Les lluminoses poden rebre la llum d’una estrella i reflectir aquesta llum coincidint els espectres de la estrella i el de la nebulosa. D’aquesta classe són  molt poques les lluminoses d’emissió.

El fill de Herschel, John; va voler analitzar la nebulosa d’Orió, ja que és molt especial. Va explicar per l’estrella “Z”, de tipus “W” que són les que tenen una temperatura superficial de 30.000º (el Sol a la superficie la té de 6.000º) i la seva lluminositat està en en blau i més enllà. El gas del voltant es queda amb aquesta energia i emet en una llum d’una longitud d’ona més llarga (com un fluorescent). Aquestes són nebuloses d’emissió. La distància a la qual es troba aquesta nebulosa es desconeix, però és inferior a 2.000 anys llum.

John Herschel

D’altres nebuloses emeten en color rosat. La “Trifida” fa com tres cossos, però no es veu l’estrells emissora, i entremig hi ha matèria fosca; és molt cridanera. D’altres tenen forma d’arc: la de les Randes s’ha interpretat per Oort, per les seves esfilagarses, com a resultat de l’explosió d’alguna supernova fa uns 2 o 3 milions d’anys.

Les nebuloses planetàries són totes de reflexió, com ara l’Anell del Sud. S’anomenen així perquè si es veu com una òrbita planetària al voltant de l’estrella molt brillant; és una nova que ha esclatat i el gas emès gira al voltant. Les “Dumbell” tenen concentracionms als extrems degudes a algun camp magnètic.

la  nebulosa de Cranc

La nebulosa de Cranc (d’on ha sorgit gran part del coneixement astronòmic), als llibres antics dels xinesos, que no utilitzaven el telescopi, anotaven tot el que veien al cel, com les estrelles hostesses, que apareixien bruscament, com una l’any 1054 dC que va brillar molt. Aquest fet va inquietar molt als astrònoms dels 1930 que va interpretar-la com una supernova. Allà on indicaven els xinesos a la constel·lació de Taure, apareixia la nebulosa del Cranc. S’ha vist que és un gas que s’expansiona a gran velocitat. L’estrella residual es capta en forma de púlsar que gira cada 0,34 sg. Sobre si mateixa.

4ª Conferència: MAGNITUDA, MASSES I VOLUMS DE LES ESTRELLES DE LA GALÀXIA

Hiparc de Nicea el 135 aC. va classificar les estrelles en sis magnituds (brillantors aparents). Quan més alta és la magnitud, més poca llum té  l’estrella. Amb magnitud alta, poca brillantor. Això es va seguir fins a l’invent del telescopi. A partir de llavors, es prengueren per bas dues estrelles que tinguessin dues brillantors extremes: 1ª i 6ª. Es va triar Spica, de la Verge, com a 1ª magnitud, i serveix per a comparar altres. Es passa d’una magnitud a una altra magnitud multiplicant per 2,512. Les de 6ª magnitud són de brillantor 100 vegades inferior. Es va pensar que totes les estrelles eren com el Sol i que la brillantor indicava distància; havia estat una primera idea equivocada de Huygens. Sírius té -0,5; Canopus, de Canina, -0,8, Alfa del Centaure -0,2; Artur, a la cua de l’Ossa Major la té també negativa; Rigel, d’Orió, també. De les que se sap la distància es pot dir la magnitud real que és la magnitud que tindrien a 10 parsecs (parsec és la paral·laxi  d’un segon). El Sol seria de magnitud 4,7 i Sírius de 1,4. En canvi hi ha Rigel, a 660 anys llum, la seva magnitud seria -6,9 i això vol dir que brilla 50.000 vegades més que el Sol!. I encara n’hi ha de més brillants: Alfa del Centaure és igual a la del Sol; la seva brillantor es deu a la seva proximitat. Si dues estrelles brillessin igual, no tindrien perquè ser iguals en volum.

Hiparc de Nicea

El volum de les estrelles es pot trobar gràcies als càlculs de Fizeau, mitjançant un espectroscopi es pot saber si una estrella és doble. Michelson diu que la llum d’una estrella es divideix en dos raigs que s’interfereixen, es podria saber el seu volum (l’interferòmetre capta diferències de l’ordre de mil·lèssimes de segon, i els millors telescopis només de dècimes de segon). El diàmetre del Sol a 10 parsecs seris de 7 mil·lèssimes de segon. Michelson va trobar el diàmetre aparent d’Artur i és de 23 diàmetres solars; Aldebaran de 36, i Antares de 280. Actualment se sap que les més voluminoses són Épsilon d’Auriga, amb 27.000 diàmetres solars; Alfa d’Hèrcules, de 800 diàmetres solars. També, s’han pogut trobar estrelles petitíssimes, com Sirius B, de 10.700 m, més petita que la Terra, nana blanca amb massa superior al Sol, i que sacseja a Sírius.

Albert Michelson

Les masses de les estrelles eren la preucupació, quan la brillantor i el volum no coincidien. Quan hi ha dues estrelles unides en un sistema binari, es pot saber el temps que necessiten per girar, i per la tercera llei de Kepler, deduir-ne la distància, i finalment la massa. Si se sap la distància i la força que s’atrauen les masses, per la llei de Newton es pot deduir la massa. El 90% de les estrelles són de massa entre una mica més petita del Sol i la de quatre masses solars. Les de volum més grans que el Sol són poc denses. Quan se superen la massa de 3,5, finalment col·laparan fent un forat negre. Épsilon d’Auriga, té una densitat de centmilionessim de gram/ cmᵌ; seria una estrella que encara es va contraient a partir d’una nebulosa inicial.

5ª Conferència: ESTRELLES MÚLTIPLES I CÚMULS ESTEL·LARS GALÀCTICS

El P. Mayer havia vist a mitjan segle XVIII que Mizar era doble. Herschel també va poder veure que hi havia dues estrelles a Mizar. Ara se sap que una de les components també és doble; amb això resulta que és triple. Una gira al voltant de l’altre en pocs dies. Les ratlles de l’espectre es veien dobles. Herschel els va anomenar sistemes binaris i que ho podien ser el 10% de totes les del cel. Avui dia es creu que gran part, potser les dues terceres parts ho són i, fins hi tot n’hi ha sextuples; de catalogades passen de 80.000.

Christian Mayer

Exemples de dobles telescòpiques són: Capella, l’alfa d’Auriga, s’ha vist que eren dues; una és 12 i l’altre 7 vegades el Sol, amb lluminositats de 110 i 70, respectivament. La revolució és de 104 dies (de les telescòpiques és una de les que té el període més curt). La núm.70 d’Ofiuc és de brillantor baixa, però al telescopi es veu triple. Una gira al voltant de l’altre en 70 anys. La tercera no és més gran que Júpiter. Alfa del Centaure, a l’hemisferi sud, és també triple, amb un període de 80 anys i la tercera de més de 1000 anys. És la més propera al Sol.

Exemples d’espectroscòpiques són: Castor, és variable a més de doble. Cada una de les dues fa quatre vegades el Sol i una d’elles seria doble a la seva vegada. La brillantor de les estrelles en girar varia. Els períodes són de pocs dies i algunes poques hores. Spica, l’alfa de la Verge, és doble espectroscòpica, amb òrbita de quatre dies.

Els cúmuls estel·lars són conjunts d’estrelles que formen una unitat. Poden ser oberts o globulars. Per ser-ho cal que: 1) totes tinguin la mateixa edat; 2) que entre elles no hagi un moviment de formigueig, o sigui, que estiguin a la mateixa distància; 3) que tinguin el mateix movment de translació dins la Galàxia.

les Plèiades

Dels oberts, dels quals ja se n’ha parlat (com les Plèiades que van nèixer d’un núvol còsmic). A ull nu se semblen en petit a l’Óssa major, i se’n veuen set. Galileu va comptar-ne 76 i Maxwell, al segle XIX, 626 (avui es creu que no són tantes, però no hi ha dubte que són centenars). Un altre són les Híades, més reduïdes que les plèiades (al peu de la lletra signifiquen “plujoses” i no se sap perquè d’aquesta etimologia). Els oberts es veuen a l’equador galàctic perquè és on hi ha més pols i gas.

La Galàxia té forma aplanada i al seu voltant hi ha cúmuls globulars d’estrelles que semblen abelles anant cal al rusc. El de la constel·lació d’Hèrcules, és 31 del catàleg de Messier; i és que els cúmuls hi són ja que amb el seu telescopi és com un puntet nebulós. De globulars se n’han catalogat 120 (encara que segurament deuen ser el doble). Es van formar segurament com el Sol a partir d’un núvol de gas i de plos que girava com esfilagarses de la Galàxia. Cada cúmul globular té estrelles al voltant d’un forat negre, no tan gran com el del centre de la Galàxia. Un altre és la de Canis Major.

 Edmund Halley