Mn. Francesc Nicolau: Estrelles que presenten particularitats que no es coneixien

Tercera xerrada del primer cicle de conferències, sobre el tema Descobriments recents a l’univers de les galàxies (I), que va pronunciar Mn. Francesc Nicolau el dia 2 d’octubre del 2018 a la Sala Sant Jordi del Seminari Conciliar de Barcelona.

Els primers astrònom es van ocupar de les estrelles i les interpretaven com a punts fixos de la volta celeste. Hiparc de Nicea, cap als voltants del 150 a.C. se li va ocórrer fer una classificació per magnituds i va establir de la 1ª a la 6ª (aquestes últimes són les que només es poden percebre en una nit molt clara amb bona vista).

Els astrònoms del segle XVII precisaren la classificació mitjançant el telescopi. Prengueren una estrella tipus de 1ª magnitud (Alfa de l’Espiga) i digueren que la de 6ª seria 100 vegades més petita; així la de 2ª magnitud era 2,5 vegades més petita que la de 1ª, la de 3ª 2,5 vegades que la de 2ª, etc. Els telescopis actuals han arribat a percebre la 24ª (un milió vegades inferior  a la 6ª). Sirius tindria una magnitud negativa, per ser més brillant que Alfa de l’Espiga.

La magnitud del Sol, -27. Com les estrelles es suposaven fixes, creien que la magnitud permetia de saber la seva mida. Però la magnitud en realitat és aparent. La magnitud absoluta només se sap si es coneix la distància, però aquesta només es pot conèixer amb certa seguretat quan no supera els 150 anys llum. Alfa de Canopus mirant la seva magnitud absoluta, a uns 190 anys llum, brillaria amb una magnitud 50.000 vegades la del Sol. Rigel d’Orió, malgrat no tenir certesa de la distància, sembla que brillaria 260.000 vegades el Sol.

Per mesurar la distància a una estrella, se sap que la distància de la Terra al Sol és de 150 milions de kilòmetres; el diàmetre de l’òrbita és, per tant, de 300 milions o sigui: d’un punt en que es trobi la Terra, fins al seu oposat dins de sis mesos. Fent les oportunes mesures de l’estrella en aquelles dues dates, per triangulació es podrà obtenir la distància.

Christiaan Huyghens afirmà que hi ha estrelles amb canvis de posició; serien punts a l’espai amb característiques semblants al Sol: si fos així, es podria calcular la distància. Però això resultà no ser vàlid.

Isaac Newton va descriure l’espectre segons el color: la intensitat de les ratlles. William Wollaston va aclarir que l’espectre lluminós del Sol no era continu, sinó que presentava unes ratlles fosques. Fraunhofer va identificar l’espectre d’unes 200 estrelles més brillants. Gustav Kirchhoff va fer passar la llum d’un gas incandescent per l’espectroscopi i va observar que l’espectre no era continu, sinó format per unes ratlles. Les ratlles lluminoses de certs gasos coincidien amb les ratlles fosques de l’espectre solar. Això va demostrar que els astres no eren d’una matèria diferent de la de la Terra, ja que els gasos els originen tenen les mateixes propietats que els que tenim a la Terra.

William Huggins s’havia dedicat a veure que si l’espectre d’una estrella era igual al del Sol, cada una tenia un espectre diferent, amb la qual cosa es podrien classificar  segons els elements que la componien y la temperatura a la qual estaria la superfície de l’estrella.

Edward Pickering crea l’escala definitiva, prèvia la classificació del P. Secchi en blanques, grogues, vermelles, etc. Les identifica amb lletres O, B, A, F, G, K i M. Les O serien les més lluminoses; la resta ho van essent cada vegada menys fins arribar a les vermelles. Cada lletra es divideix en números de l’1 al 10 (O1, O2,..., O10). Arthur es K1; la Polar F8; el Sol G2 (és de color groc ataronjat). En un diagrama es relaciona la temperatura amb la llum que ens arriba. Ejnar Hertzsprung va observar que en aquest diagrama estarien relacionades, però no de manera total. El 1905 va publicar els resultats amb un revista de fotografia i va passar desapercebut. En canvi Henry Russell va estudiar el mateix i va publicar els resultats en un treball. Reconeguts els mèrits del primer, al diagrama se’l coneix com de Hertzsprung-Russell.

Les gegants vermelles  tenen molta lluminositat, però es troben a la part baixa de la gràfica. Les nanes blanques no tenen una gran lluminositat, però tenen temperatures superiors al Sol; haurien de tenir un aspecte molt brillant, però no es veuen quasi.

Friedrich Bessel va estudiar Sirius durant anys i va observar que la seva òrbita era en forma de “S”, la qual cosa únicament s’explicaria si tenia una companya (estrella doble). Alvan Clark va estudiar la resplendor de Sirius i va sospitar d’un petit punt de llum que l’acompanyava. Walter Adams amb espectrografia veié que era una estrella blanca  però petita, amb una densitat 70.000 vegades de l’aigua. Això també demostrava que els àtoms no eren compactes, sinó amb electrons que podien col·lapsar i comprimir l’àtom. La nana blanca pot evolucionar vers una estrella de neutrons i, fins i tot, un forat negre.

L’estrella Tabby (de Tabetha Boyajian, l’astrònoma que l’ha estudiada) passa d’una magnitud a una altra de manera estranya , amb pèrdues de lluminositat del 29. Aquest fet no s’ha resolt i queda encara pendent.  Fa poc que s’ha descobert que les estrelles tenen planetes. Hom suposa que més del 30% de les estrelles tindrà planetes.

NOTA: Si voleu veure el resum de la segona conferència, cliqueu aquí. Si voleu veure el reportatge que es va projectar a la conferència, cliqueu aquí. Si voleu veure el resum de la quarta conferència, cliqueu aquí.