Astronomia amateur

Evolució i variabilitat de les estrelles.

2008-07-03T15:11:00.011+02:00

Quan les estrelles es troben a la seqüència principal i esgoten el seu combustible, hi ha una variabilitat de la temperatura i la lluminositat que depèn exclusivament de la massa inicial de formació de l'estrella.
Els noms de les fases són:
PSP: Preseqüència principal
SP: Seqüència principal
SubG: Subgegant GV: Gegant vermella AV: Agrupament vermell BH: branca horitzontal BAG: Branca asimptòtica gegant SGB: Supergegant blava SGG: Supergegant groga SGV: Supergegant vermella
WR: Estrella Wolf-Rayet VLB: Variable lluminosa blava
Una estrella pot morir en forma de: NP: Nebulosa planetària SN: Supernova ERG: Esclat de raigs gamma i deixar un Estrella compacta: EB: Nana blanca EN: Estrella de neutrons AN: Forat negre

Evolució i últims estadis de les estrelles grans.

2008-07-03T11:18:00.008+02:00

Estrelles grans: La massa d’aquestes estrelles va entre 10 i 100 vegades masses solars. En estrelles grans l’etapa final és molt violenta on es produeix una forta explosió en forma de supernova. L’ implosió és tant forta que es produeix una singularitat anomenada forat negre desprenent a l’exterior el 80% de la massa de l’estrella.

En un forat negre el camp gravitatori és enormement elevat tendint a l’infinit sense deixar escapar la llum. A 1,5 vegades el radi de Schwarchild hi ha l’esfera de llum. Per sota d’aquest radi hi ha l’horitzó d’esdeveniments on hi ha una distorsió espai-temps.

Si un forat negre té una estrella companya, atrau matèria tot formant un disc d’acreció. En aquest procés es produeix una zona privilegiada on s’expulsa matèria a l’exterior (anomenat xorro o jet). Quan hi ha un forat negre usualment és el nucli actiu d’una galàxia. Quan l’eix d’expulsió de matèria estar alineat amb nosaltres diem que es tracta d’un blàzar.

Evolució i últims estadis de les estrelles mitjanes.

2008-07-03T11:14:00.008+02:00

Estrelles mitjanes: La massa d’aquestes estrelles va entre 4 i 10 masses solars aproximadament. Les estrelles mitjanes tenen un final violent i imprevisible anomenat supernova. Quan s’esgota el combustible es produeix una forta explosió que expulsa un 70% de la massa de l’estrella. En l’ona de xoc es destrueixen tots els nuclis que s’havien format per fusió d’aquesta estrella (Heli, Carbó, Oxigen, Silici, Ferro), ara bé els nucleons es tornen a recombinar formant tots els elements de la taula periòdica que enriquirà la nebulosa que quedarà com a resultat de l’explosió. Les estrelles que neixin en aquesta nebulosa seran com a mínim de segona generació i formaran la població I, amb la possibilitat de formar planetes ja que hi haurà pols enriquida en diversos elements. El nucli resultant estarà format bàsicament de neutrons produint un fort camp magnètic. Els camps magnètics tenen uneix de simetria que és un lloc privilegiat per l’emissió de partícules. Si a més el camp magnètic no el tenim alineat amb l’eix de rotació, es comporta com un far il·luminant per els dos eixos magnètics. Aquesta estrella de neutrons l’anomenarem púlsar.

Els neutrons estan formats per tres quarks, un quark up i dos quarks down. Els quarks lliures no s’han detectat mai, sempre es troben en grups de tres barions o en grups de tres antiquarks. També els trobem en parelles quark-antiquark formant mesons. Hi ha la teoria que quan una estrella de neutrons es debilita degut al colapsament, els quarks es poden moure lliurament i es converteix en una estrella de quarks.

Evolució i últims estadis de les estrelles petites.

2008-07-03T11:01:00.006+02:00

Estrelles petites: La massa d’aquestes estrelles va entre 0,1 i 4 vegades la massa solar. Com es pot apreciar 0,1 és límit inferior i per sota d’aquesta massa l’astre seria una mescla entre estrella i planeta anomenat nana marró. El nostre Sol es trobaria dins la categoria d’estrelles petites. Quan les estrelles petites esgoten l’hidrogen que les manté en equilibri, realitzen un procés lent i gradual d’expansió fins a convertir-se en una gegant vermella. Tot seguit es desprenen les capes externes de manera que la massa de l’estrella queda reduïda entre un 30% i un 70%. En el centre queda una nana blanca. Les capes de matèria expulsades formen les boniques nebuloses planetàries. Aquest procés pot ser altament simètric però de vegades es pot apreciar alguna asimetria. El final d’una nana blanca serà una nana negre, que de fet es produeix quan el nucli ha perdut l’energia calorífica causada per la gravitació. La gravitació fa contraure el nucli, però la força repulsiva dels electrons atura el procés. Si una nana blanca forma part d’un sistema binari, aquest roba matèria de l’estrella companya de tal manera que quan la nana blanca arriba a tenir 1,4 masses solars (límit de Chandrasekhar), el nucli deixa de ser estable i es produeix una supernova de tipus Ia. Aquest tipus de supernova esclaten totes de la mateixa manera i són una eina molt útil a l’hora de mesurar distàncies en l’univers. També ens podem trobar el cas de dos nanes blanques formant un sistema binari. En aquest cas es produeix un intens camp de radiacions gravitatòries que fan que acabin colapsant en una de sola provocant una violenta explosió GRB (Gamma Ray Burst o explosions de raigs gamma).

Història de les primeres galàxies.

2008-06-26T09:07:00.005+02:00

Al començament l'Univers era una sopa calenta i lluminosa feta de partícules elementals ionitzades i energia. Al cap d'uns 100 segons s'havia refredat suficient per tal que s'haguessin format les partícules que componen el nostre món: els protons i els neutrons; una part dels quals s'havien unit per formar nuclis d'heli (un 24% del total de la matèria de l'Univers) i petites quantitats de liti, beril·li i bor.

Durant 300.000 anys es va anar expandint i refredant fins a uns 10.000 graus. En aquest moment els protons i els electrons es van recombinar per donar àtoms d'hidrogen. Això va ocasionar que a partir d'aquell moment la matèria i l'energia deixessin d'interaccionar i cadascuna evolucionés pel seu compte.

L’època fosca de la recombinació, l’única llum era la provocada per la radiació de fons. Aquesta radiació es va anar refredant i va passar a la regió infraroja. L'Univers es va fer fosc i transparent. Durant uns mil milions d'anys l'Univers no era altra cosa que una boira d'hidrogen i d'heli que s'anava expandint i refredant. A partir d'aquest moment petites parts d'aquesta boira de gas van comprimir-se sota el seu propi pes i van donar origen a les primeres estrelles: la llum va tornar a l'Univers.

Paral·lelament, boires de gas de mides mitjanes s'anaven unint per donar les primeres galàxies. Aquest procés ha continuat fins a donar l'estat actual de l'Univers, en el qual les galàxies tenen tendència a fusionar-se per donar objectes cada vegada més grans.

Quan es van formar les primeres estrelles l’univers es va il·luminar. La llum que van emetre les primeres estrelles van ionitzar el medi intergalàctic més proper amb la llum ultraviolada. Més tard es van formar les galàxies i els quàsars que també van ionitzar el medi intergalàctic proper creant bombolles de gas ionitzat en un mar de gas atòmic. Aquestes bombolles van anar creixent fins ocupar tot el medi intergalàctic.

Destí últim de l'univers.

2008-06-20T15:31:00.023+02:00

El destí últim de l’univers és un tema que el tracta la cosmologia física. S’ha pogut calcular que si la densitat de l’univers és menor que tres àtoms per cada m3, serà insuficient per frenar l’expansió i l’univers s’expansionarà indefinidament i serà condensat en una mort freda enmig de la foscor més absoluta. En aquest cas el temps s’acabaria en uns 35000 milions d’anys. Però si la massa és suficient per detenir l’expansió, tindrà lloc el Big Crunch, o sigui que d’aqui a uns 20000 milions d’anys l’univers començaria a comprimir-se fins a col·lapsar tota la matèria.

Un paràmetre important del destí de l’univers és la densitat Omega (O), definit com la densitat de matèria mitja dividit per un valor crític de densitat. Això ens presenta tres possibilitats sobre el destí de l’univers depenent si aquesta Omega és igual, menor o més gran que 1.

Si Omega = 1, es tracta d’un univers pla, o sigui que la suma dels angles d’un triangle sumarien 180º. L’expansió continuaria indefinidament degut a l’energia fosca. L’univers tendiria a un estat de màxima entropia on la temperatura seria la mínima.

Si Omega és inferior a 1, es tracta d’un univers obert. La superfície seria negativament corbada. La suma dels angles d’un triangle sumarien menys que 180º. L’expansió continuaria indefinidament i l’univers tendiria a un estat de màxima entropia on la temperatura seria la mínima. L’acceleració provocada per l’energia fosca seria tant forta que esmicolaria les partícules de l’interior dels àtoms vencent la força dèbil.

Si Omega és superior a 1, es tracta d’un univers tancat igual que la superfície d’una esfera. La suma dels angles d’un triangle sumarien igual a 180º. L’energia fosca no seria capaç de vèncer la força de gravetat i per tant l’univers es comprimiria en una singularitat Big Crunch que a la vegada provocaria el Big Bang.

Ara per ara tot sembla indicar que la geometria del nostre univers és plana, Però fins que no tinguem un coneixement més precís de les característiques de l’energia fosca, l’enigma estarà per resoldre.

Evolució i tipus de galàxies.

2008-06-20T09:55:00.015+02:00

Distingim la següent tipologia de galàxies:
Galàxies el·líptiques, Galàxies espirals, Galàxies espirals barrades, Galàxies irregulars, Galàxies de col·lisió, Galàxies amb nucli actiu: Seyfert i Quàsars.

Les galàxies el·líptiques tenen un aspecte ovalat. Són galàxies de molta massa. La seva rotació és nul·la o molt lenta. El seu aspecte interior és molt homogeni. No tenen pràcticament matèria interestel·lar en el seu interior, o sigui que el naixement d’estrelles és quasi nul. Tenen moltes estrelles velles en els últims estadis de la vida i la quantitat de cúmuls globulars és enorme.

Les galàxies espirals estan formades per un nucli central, un halo esfèric que l’envolta i un disc amb braços espirals. Hi ha cúmuls globulars envoltant la galàxia situats a l’halo. Els braços espirals poden desplegar-se de forma regular en àmplies corbes o bé en extensions més o menys rectes que corben de forma més ràpida. Aquest últim cas seria el de les galàxies espirals barrades.

Les galàxies espirals són de tamany i edats intermèdies amb un alt nivell de rotació. Hi ha molta matèria interestel·lar que s’acumula en els braços amb una alt número de nebuloses i estrelles joves en cúmuls oberts. En el nucli hi ha poques estrelles que neixen i estar poblat per estrelles molt velles.(població II). És molt probable que en nucli de la galàxia hi hagi un forat negre.

Les galàxies irregulars són de forma indefinida amb un alt contingut de matèria interestel·lar amb molts naixements d’estrelles. Són el resultat de col·lisió entre galàxies.

En les zones centrals dels cúmuls de galàxies s’acostumen a trobar galàxies el·líptiques de masses enormes i diversos nuclis que es considera que són el resultat de la col·lisió de vàries galàxies, possiblement esfèriques. Les galàxies que tenen el nucli actiu són molt freqüents a l’univers llunyà. Són nuclis emissors d’una energia desproporcionada especialment en raigs X.

Les galàxies Seyfert són espirals amb el nucli molt actiu. Els Quàsars són galàxies molt llunyanes d’aspecte estel·lar.

L’univers estar format per supercúmuls que comprenen milers de cúmuls de galàxies. Es considera que les galàxies neixen en un univers jove com el·líptiques o com a futures espirals a partir de grans acumulacions d’hidrogen. Les acumulacions de gas amb escàs o nul moviment angular, evolucionen com el·líptiques. Per altra banda quan aquest moviment angular és alt evolucionen com espirals. Com més alta sigui aquesta rotació més plana serà la galàxia. Podem dir que després del Big Bang es va iniciar la formació de galàxies i en elles la formació d’estrelles. La producció va ser a un gran ritme i en moltes es va acumular una enorme massa en el nucli. Al ser molt massives, la seva vida va ser molt curta i van experimentar explosions de supernoves i explosions de raigs gama. Això va deixar en el centre enormes forats negres que van evolucionar com a galàxies el·líptiques. Per tant podem dir que els quàsars són els responsables de les actuals galàxies el·líptiques.

Quan aquestes galàxies inicialment tenien un alt moviment angular, van evolucionar les galàxies Seyfert a protogalàxies espirals per acabar formant les actuals galàxies espirals. Finalment moltes galàxies van col.lisionar entre sí i van aparèixer galàxies el·líptiques molt massives i galàxies irregulars.

Naixement i vida de les estrelles.

2008-06-17T12:25:00.003+02:00

Les estrelles es formen per condensació de núvols de gas molecular format per un 75% d’hidrogen i un 25% d’heli. Al principi aquestes nebuloses poden estar molt de temps en un estat de repòs quasi absolut però la força de gravetat lentament va atraient entre sí les molècules de gas i aquestes es van acumulant tot formant una esfera de gas. Per efecte de la pressió en el centre de l’esfera va augmentant la temperatura fins arribar a uns 15000 milions de graus. En aquest moment es pot dir que ha nascut una estrella. A partir d’aquí l’estrella pot mantenir-se estable centenars o milers de milions d’anys gràcies a les reaccions termonuclears que es produeixen en el seu interior que mantenen un equilibri hidrostàtic amb la pròpia força de gravetat de l’estrella.

Si s’observa una gran quantitat d’estrelles al nostre voltant, ens adonem que pràcticament totes elles ocupen una franja diagonal al conegut diagrama Hertzprung-Russel. Aquest diagrama relaciona la magnitud absoluta i l’índex de color de l’estrella. La magnitud absoluta l’obtenim amb la magnitud visual i corregida amb la distància. L’índex de color es calcula agafant dues imatges, una amb filtre blau i una altre amb filtre verd procedint després a restar les magnituds.
La franja diagonal del diagrama l’anomenem seqüència principal que és quan l’estrella estar en equilibri la major part de la seva vida. Com més gran és l’estrella més curta és la seva vida. Quan les estrelles esgoten el seu combustible acaben la seva vida de diverses maneres depenent exclusivament de la seva massa inicial. Els últims estadis de les estrelles es produiran sempre fora de la seqüència principal.

Origen de l'univers

2008-05-30T13:07:00.010+02:00

Quan es formulen teories de l’origen del nostre univers, apareix el concepte de multivers que es refereix a un conjunt hipotètic de múltiples universos que inclouria el nostre. El desenvolupament de la física quàntica, i la cerca d’una teoria unificada (teoria quàntica de la gravetat), juntament amb el desenvolupament de la teoria de les cordes, han fet entreveure la possibilitat de l’existència de múltiples dimensions i diversos universos. La majoria de científics estan d’acord que l’univers va començar després d’una gran explosió (el Big Bang), fa uns 14000 milions d’anys. L'Univers va néixer a partir del que s'anomena una singularitat: un estat de temperatura i densitat infinites, on encara no existien ni l'espai, ni el temps ni les lleis de la física. Per causes no conegudes encara aquesta singularitat va començar a expandir-se i van aparèixer l'espai, el temps, la matèria, l'energia i totes les lleis de la natura. Durant els primers instants aquesta acceleració va ser inimaginablement ràpida (període inflacionari), la qual cosa va augmentar la seva mida de manera extraordinària "planxant" l'Univers i fent que adquirís la geometria plana que ara ostenta.

La teoria de l’ inflació soluciona diversos problemes cosmològics. Bàsicament en considerarem dos:

I. El problema de l’horitzó:

Quan s’observa l’univers molt llunyà veiem que l’horitzó disminueix més ràpidament que les galàxies. Això té la seva lògica ja que la velocitat de la llum és superior a la velocitat d’allunyament de les galàxies. Ara bé, com justifiquem que en una determinada zona, objectes molt llunyans entre sí tinguin la mateixa temperatura?

II. El problema de la plenitud:

Ara per ara la teoria més acceptada que justifica l’actual geometria plana de l’univers és el període d’inflació ja que l’espai queda estirat fins a quedar pla, sigui quina sigui la geometria original.

En els últims anys dos cosmòlegs Joao Magueijo i Andreas Albrecht han defensat una teoria alternativa anomenada VSL (Varying Speed of Light). Aquesta teoria diu que la velocitat de la llum no ha sigut constant al llarg del temps. En formar-se l’univers la velocitat era molt més alta i va anar decreixent a mesura que s’anava expansionant fins adquirir la velocitat actual. Si la teoria VSL és certa, llavors tenim una explicació de l’origen de l’univers i de la causa primera de Big Bang. L’energia del buit es transformaria en la matèria que integra les galàxies que podem observar. Aquest procés es produiria durant la variació de la velocitat de la llum i la variació de l’energia del buit, que passaria a un nivell més baix. En el moment del Big Bang se suposa que la matèria es forma ràpidament arribant la temperatura a uns nivells extraordinàriament alts. Després la matèria s’anirà expansionant tot refredant-se la temperatura fins l’estat actual d’uns 2,7 ºK.

Actualment s’acumulen evidències que la major part de l’energia a l’univers té una forma desconeguda i l’anomenem energia fosca. L’origen d’aquesta energia és completament desconegut i es relaciona amb les denominades fluctuacions del buit. En l’univers tenim l’energia fosca en un 73%, la matèria fosca en un 23% i els àtoms formarien part del 4% restant.

¿Podem arribar a tenir un sol a la nostra terra?

2008-05-05T15:13:00.002+02:00

Bloc de Bernat Castellanos. Informació i divulgació.

En les centrals nuclears l’energia s’obté mitjançant la fissió d’elements pesats, però ja fa més de 52 anys s’estudia la possibilitat d’obtenir-la per la fusió d’elements lleugers, com per exemple l’hidrogen. La fusió és un procés que desprèn energia de la mateixa manera que ho pot fer la combustió del carbó. En la fusió, la unió de dos isòtops d’hidrogen dóna lloc a la formació d’un d’heli ja que en el procés queda matèria residual que es transforma en energia.
Per unir dos àtoms d’hidrogen primerament els hem de convertir en plasma, és a dir hem de separar els electrons del nucli atòmic. Els combustibles més adequats per la fusió serien el deuteri i triti, que són isòtops de l’hidrogen. El triti l’hauríem de fabricar partint el liti que podríem obtenir de forma natural en salines o bé en petites concentracions en els oceans. En canvi el deuteri el podem obtenir de l’aigua per simple electròlisi (30g/m³). Es calcula que el llac de Ginebra conté suficient deuteri per subministrar de manera primària l’energia necessària en el planeta durant milers d’anys.
La quantitat de combustible necessari per generar una quantitat d’energia determinada és molt diferent segons el procés. Per obtenir energia per fusió s’ha de sotmetre el deuteri a una gran pressió que es pot aconseguir a través de procediments magnètics fins aconseguir un plasma amb una temperatura de 100 milions de graus que obliga als protons a bellugar-se a altíssimes velocitats i a xocar entre ells. La part complicada no és la producció de plasma, sinó el control de la temperatura per tal de retenir l’energia resultant.
El projecte ITER, previst que entri en servei al 2009, és fruit de la col·laboració entre Canadà, Europa, Japó i Rússia. Es pretén controlar el procés durant 10 minuts i així obtenir un balanç energètic positiu. Aquest projecte és l’esperança ara per ara que sigui el camí a seguir per solucionar el problema energètic vàlid pel futur. Si el projecte ITER té èxit, passarem a la fase següent anomenada projecte DEMO. L’objectiu d’aquest nou projecte serà estudiar la viabilitat comercial d’obtenció d’energia elèctrica a partir de l’ebullició d’aigua, com qualsevol màquina de vapor.

Astronomia amateur

2008-04-20T19:21:00.003+02:00

D'acord amb els coneixements més actuals, l'Univers és infinit, i per tant il·limitat. La seva densitat és molt propera a la densitat crítica (aquella que fa que la geometria de l'Univers sigui plana), que és de 10-29 g /cm3. La geometria plana (o euclidiana) és la que utilitzem habitualment en el nostre entorn. Les altres possibilitats (per ara descartades) serien que tingués geometria esfèrica o hiperbòlica. En el cas de geometria esfèrica l'Univers seria finit encara que continuaria sent il·limitat. A més, com que la densitat seria superior a la densitat crítica, l'atracció gravitatòria entre els astres aturaria l'expansió i faria que l'Univers es tornés a contraure fins a col·lapsar sobre ell mateix altra vegada. En el cas de la geometria hiperbòlica l'Univers seria també infinit i il·limitat. En aquest cas la densitat seria inferior a la densitat crítica i l'expansió es frenaria però sense aturar-se mai. Un Univers amb geometria plana representa el límit entre els altres dos casos, i l'expansió s'acabaria aturant però al cap d'un temps infinit.