dijous, 31 d’octubre de 2013

ESTRELLES DE NEUTRONS

Quan una estrella esgota tot el seu combustible nuclear, la seva pròpia gravetat comença a col·lapsar-la i l'estel es contrau. Si té una massa inferior a 1'44 vegades la massa del Sol (l'anomenat "Límit de Chandrasekhar"), arribarà un punt en què la pressió de degeneració aconseguirà deturar el col·lapse gravitatori i l'estrella es transformarà en una nana blanca per temps indefinit, que és el que li passarà al Sol d'aquí 5000 milions d'anys. En canvi, si l'estrella té una massa superior a 1,44 masses solars, la gravetat superarà la pressió de degeneració i res no evitarà que continuï contraent-se cada cop més i més. Llavors, depenent de la seva massa, l'estrella acabarà bé convertida en estrella de neutrons o, si és molt massiva, esdevenint un forat negre.
Aquestes estrelles de neutrons són estrelles on la matèria s'ha comprimit fins a extrems inconcebibles. Això és possible per que els àtoms que formen tot el que hi ha a l'Univers (nosaltres inclosos) en realitat són en un 99'999% espai buit, ja que els electrons giren a molta distància del nucli i entremig no hi ha res. Aquesta escala atòmica real és poc coneguda per que estem acostumats a veure dibuixat l'àtom com una gran bola amb unes boletes orbitant-la a poca distància quan, en realitat, si el nucli atòmic fós una pilota de tennis, els electrons girarien a mig quilòmetre de distància. En condicions excepcionals de gravetat, doncs, la matèria pot ser condensada fins que els nuclis atòmics es freguin uns amb els altres ocupant un volum milers de vegades menor que el que ocuparien en condicions normals: És el que anomenem "matèria degenerada", de la qual estan fetes les estrelles de neutrons.
Imaginem-nos una bola del diàmetre de la Terra (12.700 kms.) que contingués, comprimida, tota la massa del Sol (
que té un diàmetre d'1.392.000 kms). Brutal, no? Doncs algunes estrelles de neutrons tenen només entre 10 i 20 kms. de diàmetre! Tota la massa del Sol en una bola que hi cabria entre Tossa i Lloret! El resultat és que un didalet d'aquella matèria conté tants nuclis atòmics com l'Everest i, per tant, a la Terra pesaria milers de tones. Algú va conjecturar el que passaria si portéssim una bola de billar d'aquesta matèria al nostre planeta i la deixéssim caure al terra: La bola, atreta per la gravetat terrestre, s'enfonsaria sense parar, passant pel centre de la Terra fins sortir per l'altra banda, ja que l'escorça terrestre no podria aturar tant pes concentrat en un objecte tan petit. Immediatament però, tornaria a enfonsar-se, travessaria de nou tot el planeta i sortiria pel primer forat, per a tornar a caure i travessar el planeta de nou, i així indefinidament...
O sigui que si algun dia passeu per una estrella de neutrons, no se us acudeixi endur-vos una pedra de record! Però algunes estrelles de neutrons presenten una propietat que les fa especials: Giren a molta velocitat i emeten unes pulsacions de radiació molt regulars i constants, com si fossin un far còsmic. Són les estrelles polsants o "púlsars", dels quals algun dia en parlarem amb calma.

Recreació artística d'un púlsar.


dimarts, 29 d’octubre de 2013

LA NEBULOSA DEL CRANC

Aquesta nebulosa, també coneguda com M1, és el primer objecte catalogat per l'astrònom Charles Messier a la seva llista de nebuloses i galàxies. Es troba a la constel·lació de Taure, a uns 6300 anys llum de nosaltres. El que veiem és el resultat d'una brutal explosió estel·lar que fou documentada per astrònoms xinesos i àrabs al juliol de l'any 1054: La supernova va ser visible (fins i tot amb llum solar) durant 22 mesos! Segles després, quan els astrònoms hi dirigiren els seus telescopis, observaren quelcom que sembla una explosió congelada en el temps... tot i que encara s'està expandint a uns 1500 Km/h. Per què no veiem l'expansió? Doncs per que la nebulosa és enorme: El núvol ja té un diàmetre de 6 anys llum, resultat d'expandir-se a 1500 Km/h durant 900 anys. Tot i això, estudis astronòmics precisos i espaiats en el temps han fet possible detectar visualment l'expansió de l'explosió, que seguirà indefinidament pels segles dels segles.
I l'estrella? Doncs encara hi és, almenys el que queda d'ella. En una explosió de supernova, el que surt projectat són les capes externes de l'estrella, el nucli queda allà mateix, generalment convertit en una estrella de neutrons tipus púlsar: Una petita estrella formada per matèria supercondensada que gira a una velocitat enorme emetent radiacions de manera regular, com si fós un radiofar. Un altre dia en parlarem, dels púlsars, autèntiques balisses cósmiques... Precisament el púlsar de la Nebulosa del Cranc va ser un dels primers que es descobriren, l'any 1968. El seu bonic nom oficial és PSR0531+121, medeix uns 25 kms. de diàmetre i gira sobre sí mateix 30 vegades per segon... amb una massa semblant a la del Sol! És el que tenen les estrelles de neutrons: Una cullerada de la seva matèria supercondensada, a la Terra pesaria milers de tones!
I per què es diu "Nebulosa del Cranc"? Doncs per que a Messier, quan la va observar amb el seu telescopi al s. XVIII, li va recordar a les potes d'un cranc. I ja està.


La Nebulosa del Cranc (M1):

diumenge, 27 d’octubre de 2013

VENUS

Aquests dies podem veure cada vespre, cap a l'oest, un gran i brillant punt al cel: És el planeta Venus.
Venus és el segon planeta en proximitat al Sol, orbitant-lo cada 224,7 dies terrestres. El planeta s'anomena així en honor a Venus, la deessa romana de l'amor (el planeta es déia Afrodita a Grècia i Ishtar a Mesopotàmia). Sense comptar la Lluna, és l'objecte natural més brillant al cel nocturn, arribant una magnitud aparent de −4.6. Com que Venus és més interior que la Terra, sempre apareix a prop del Sol, és a dir, a trenc d'alba o al vespre, raó per la qual de vegades se l'anomena L'estrella del matí o L'estrella de la tarda.
És el planeta més proper i el que per magnitud més s'assembla al nostre (el seu radi mitjà és el 0.9499 del terrestre i la seva massa 0.815 vegades la de la Terra). Es creu que en un inici Venus i la Terra eren planetes bessons, amb atmòsferes similars i grans oceans d'aigua... però alguna cosa va passar a Venus que l'ha convertit en un autèntic infern amb pressions superficials que ens esclafarien, temperatures de 450 ºC i pluges... d'àcid sulfúric! Les sondes (sobretot russes) que han aconseguit baixar a Venus han estat operatives només durant uns pocs minuts abans de ser esclafades, cremades o corroïdes per l'ambient, d'aquí que hi hagi tan poques imatges de la superfície. El responsable de la catàstrofe ha estat un efecte hivernacle descontrolat causat per la densa atmòsfera venusiana, que deixa entrar tota la calor del Sol però no deixa irradiar-ne una gran part a l'espai, com sí passa a la Terra. Els científics creuen que un periode de gran activitat volcànica en el passat va desequilibrar el clima de Venus a base d'expulsar enormes quantitats de CO2 a l'atmosfera.
Però potser la tragèdia va venir de l'exterior... Sabeu que Venus té un dels periodes de rotació més llargs del Sistema Solar? Gira sobre si mateix cada 243 dies terrestres... però el seu any dura només 225 dies! És a dir, que a Venus el dia dura més que l'any. I, a més, aquesta lenta rotació és retrògrada, és dir, que el Sol surt per l'oest i es pon per l'est, cosa molt rara al Sistema Solar (tot i no ser l'únic planeta retrògrad). Aquesta lentitud en la rotació potser és la responsable de que Venus no tingui un camp magnètic com el nostre, que la protegeixi de les partícules solars d'alta energia, cosa que encara contribueix més al seu brutal escalfament. Alguns astrofísics creuen que tot això podria haver estat causat per alguna gran col·lisió en temps remots amb algun altre astre, potser una lluna. Qui sap...
El que sí hem de saber és que l'efecte hivernacle de Venus podria reproduïr-se a la Terra si no la cuidem com cal!

Així l'hem vist avui amb la lent de 58 augments del nostre petit telescopi. La seva atmòsfera de densos núvols de color clar la fan un astre monòton i poc agraït d'observar, però veiem que presenta fases, com la Lluna:


UN JÚPITER BLAU

Un equip d'astrònoms ha aconseguit definir per primera vegada el color d'un planeta que no gira al voltant del Sol. El planeta en qüestió, HD 189733b, situat a 63 anys llum, té un to blau profund com el de la Terra vista des de l'espai... però el color no es deu a la presència d'oceans sinó a una nebulosa i turbulenta atmosfera en la que hi ha partícules de vidre, més precisament silicat, que desprenen llum blava.
El planeta és tan a prop del seu sol que les temperatures a l'atmosfera arriben als 1.000 ºC i són prou altes per convertir el vidre en líquid. Com a conseqüència, es formen petites gotes que reflecteixen la llum blava a l'espai, mentre viatgen arrossegades per vents que arriben a velocitats de fins a 7.000 quilòmetres per hora. Es tracta d'un dels anomenats "Júpiters calents", planetes gegants gasosos com el nostre Júpiter però que orbiten molt a prop de la seva estrella. Per suposat, aquest tipus d'exoplanetes no són aptes per a la vida terrestre (ni segurament per a cap vida imaginable) però han de ser ben bonics de contemplar, no creieu?

Recreació de HD 189733B:


dissabte, 26 d’octubre de 2013

LA LLUNA TITÀ

Tità, el satèl·lit més gran de Saturn, és un dels mons extraterrestres que més atrau la nostra atenció. Té un diàmetre de 5.150 km (la nostra Lluna en fa 3.475) i és l'única lluna del Sistema Solar que compta amb una atmosfera significativa, descoberta per l'astrònom català Josep Comas i Solà el 1908.
El seu color ataronjat es deu a la presència de gas metà, combinat amb altres hidrocarburs. De fet, si algun dia hi arribem, ens podrem banyar en autèntics oceans d'hidrocarburs, el somni de tot gran magnat petroler!
Aquestes condicions el fan un dels principals candidats a contenir algun tipus de vida fora de la Terra, ja que el metà líquid podria fer la funció que aquí té l'aigua. Un fet curiós és que, per estrany que sembli, per a un humà seria més fàcil passejar-se per Tità que per Mart, ja que en aquest darrer a més de la protecció contra la falta d’oxigen i la fred, un astronauta necessitaria protegir-se també contra la radiació solar i la baixíssima pressió atmosfèrica. A Tità, en canvi, gairebé podria passejar-se amb indumentària de submarinista.
La sonda Huygens aterrà a Tità l'any 2005. Fou la primera sonda que assolí la superfície d'un satèl·lit diferent de la Lluna. Desgraciadament, només va estar activa una estona i les dades que va poder enviar van ser minses. Des de llavors, l'enviament d'una nova sonda a Tità ha estat sempre en boca de totes les agències espacials però, de moment, cap d'elles ha fet el pas. Esperem que algú es decideixi a fer-lo aviat!
 

divendres, 25 d’octubre de 2013

UN PUNTET BLAU I PÀL·LID...

La Terra vista des de Saturn, en una imatge enviada per la sonda Cassini el passat juliol:


NEW HORIZONS: CAP AL MISTERIÓS PLUTÓ

Falten 2 anys per a que la sonda espacial New Horizons, en ruta des del 2006, arribi a Plutó (a mitjans de juliol de 2015). Després d'un viatge de 9 anys, ens mostrarà per primera vegada l'aspecte real del llunyà planetoide i els seus misteriosos i obscurs satèl·lits. Després, la sonda prosseguirà encara més enllà, fins al desconegut cinturó de Kuiper, que explorarà fins al 2020. Actualment la New Horizons es troba entre Urà i Neptú, l'órbita del qual creuarà l'agost del 2014. Llavors, encara li quedarà un any de viatge fins a Plutó... Això ens dóna una idea de les dimensions del Sistema Solar.


dijous, 24 d’octubre de 2013

EXOPLANETES

Avui parlarem de l’extraordinària revolució succeïda els darrers anys, gràcies al desvetllament d’un dels grans interrogants que l’astronomia arrossegava des dels seus inicis: Existeixen altres móns fora del nostre Sistema Solar?
Al nostre Sol l’envolten 8 grans planetes amb les seves nombroses llunes i un extensíssim grup de cossos més petits, entre planetoides, asteroides i cometes. És això quelcom habitual entre les estrelles de l’Univers o, al contrari, és una rara excepció o, fins i tot, l’única excepció? Fins fa ben poc, aquesta pregunta només es podia respondre mitjançant hipòtesis. Alguns sostenien que si l’existència de planetes fos quelcom excepcional, seria molta casualitat que nosaltres haguéssim anat a parar a un estel envoltat d’un nombre de planetes extraordinàriament gran, quan el més normal hagués estat que el Sol tingués només un planeta o dos. Així que, sostenien, els planetes devien ser quelcom força habitual entre les estrelles.
Altres, en canvi, suposaven molt complicada la constitució de sistemes extrasolars, donat el gran nombre de factors que teòricament havien de coincidir per a que això succeís: El tamany de l’estrella, el seu tipus, la seva edat, el fet de disposar de prou matèria al seu voltant, la seva dinàmica en els moments inicials, etc. Tot i admetre que, per un simple càlcul estadístic, donats els milions de milions d’estrelles del l’Univers existirien planetes extrasolars ni que fos per casualitat, podien ser tan escassos, llunyans i aïllats que potser mai arribaríem a detectar-ne cap. És més, encara que hi fossin... com es podien detectar uns cossos tan petits orbitant immenses boles incandescents a desenes o centenars d’anys llum de nosaltres?
Semblàvem destinats a restar per sempre en la ignorància i la resignació, atrapats en el nostre Sistema Solar, que avui ens sembla inabastable però que potser un dia ens semblarà una presó. Un Sistema Solar constituït, excepte una sola excepció, per móns hostils i desolats, enormes roques despullades acribillades de cràters o gegants gasosos sense superfície sòlida. Quin panorama més desolador...


EL PRIMER EXOPLANETA
Però vet aquí que el 1995 esclatà la millor notícia de la història de l’astronomia: Dos astrònoms de l'Observatori de Ginebra havien detectat un planeta del tamany de Júpiter orbitant l’estrella 51 Pegasi. El nou planeta va ser batejat amb el científic nom de "51 Pegasi B". Hi havia planetes a les estrelles! Immediatament, armats amb noves tècniques, els astrofísics començaren a detectar exoplanetes a un ritme creixent: A dia d’avui ja en coneixem uns 900 i es dóna per cert que el fet que una estrella tingui planetes és la cosa més normal del món. Certament, el més probable és que la gran majoria siguin tan inhòspits com els nostres veïns (o pitjor) però, ni que sigui per casualitat, de tant en tant n’hi haurà algun de relativament semblant al nostre! Els exoplanetes són tan lluny i són tan petits que la seva detecció és complicada i la seva visió gairebé impossible, tot i que existeixen algunes precàries imatges. La gran majoria sabem que hi són i com són, però no els hem pogut veure. Actualment, però, tenim en construcció alguns enormes telescopis de nova generació que permetran estudiar directament els exoplanetes i descobrir els seus secrets. En propers apunts descobrirem els subtils mecanismes que utilitzen els caçadors d’exoplanetes i com poden fins i tot deduir algunes de les seves característiques bàsiques sense ni tan sols haver-los vist.

Actualment sabem de l'existència de sistemes solars sencers que han sorprés els astrofísics per la seva diversitat i alguna configuració que es donava per impossible. Kepler 11, per exemple, un estel del mida solar de la constel·lació del Cigne, a 2000 anys llum, té almenys 6 planetes orbitant al seu voltant... 5 dels quals ho fan més a prop del seu sol que Mercuri del nostre! Descobertes com aquesta demostren que, en aquest meravellós Univers, qualsevol cosa és possible.

Primera imatge directa d'un exoplaneta, en infraroig: 
El 2M1207B és el punt vermell, orbitant l'estrella 2M1207, de la constel·lació del Centaure, a 172 anys llum de nosaltres

JÚPITERS CALENTS
La gran majoria dels exoplanetes detectats fins avui són gegants gasosos del tipus de Júpiter o Saturn, a vegades més grans i a vegades més petits que ells. Uns quants orbiten el seu estel a molt poca distància, per la qual cosa han estat definits de manera genèrica com a “Júpiters calents”. En ells, es suposa que l’atmosfera és en permanent ebullició i no es descarta que, de fet, alguns siguin mons literalment en procés de fusió, rajant gegantines columnes de gas a l’espai. En qualsevol cas, com Júpiter, Saturn, Urà o Neptú, els gegants gasosos, calents o freds, no són aptes per a la vida tal com nosaltres la coneixem. Per començar, en ser una enorme bola de gas, no tenen una superfície sòlida. Si intentéssim aterrar en ells, descobriríem que mai tocaríem terra ferma sinó que ens aniríem internant durant milers i milers de quilòmetres en una atmosfera de núvols cada cop més densos fins que, en algun punt, la densitat ja seria tal que no ens deixaria seguir baixant. Això si l’enorme pressió de les capes que hem deixat enrere no ens ha esclafat abans... 

Més avall, es suposa que hi deu haver una zona de gas liquat i, encara més avall, una gran escorça de gas congelat en forma de gel. Potser al centre del planeta subsisteixi un petit nucli rocós, geològicament semiactiu. Per suposat, la gravetat que regna en aquests planetes va en consonància amb la seva colossal massa, milers de vegades la terrestre. Ja veieu que, amb aquest panorama, de poca cosa ens serveixen aquest tipus de planetes. 
Però no ens hem de desanimar! Si la majoria d’exoplanetes descoberts fins avui són gegants gasosos no és per que n’hi hagi més sinó per que són els més fàcils de detectar. Com que són els més grans, són els que més tapen la llum de la seva estrella i els que gravitatòriament la pertorben més, precisament els dos paràmetres més fiables per a detectar exoplanetes. Això exclou els planetes rocosos de mida terrestre? De cap manera! És més, allà on hi hagi gegants gasosos segurament hi haurà tot un sistema solar, amb algun planeta semblant al nostre. De fet, també són centenars els planetes rocosos detectats fins avui, la majoria d’una mida més gran que la Terra: Són les anomenades “superterres”, de les quals en parlarem al proper punt.


Júpiter calent

SUPERTERRES 
Com comentàvem al punt anterior, la majoria de planetes extrasolars que hem descobert són gegants gasosos del tipus de Júpiter, ja que donat el seu tamany són els primers que es veuen. Però no és gens menyspreable la quantitat de planetes més petits i rocosos que ja han estat detectats. De moment, en gran mesura són cossos de vàries vegades el tamany de la Terra, d'aquí que se'ls denomini generalment "superterres". En una d'aquestes superterres, però, nosaltres no ens hi sentiríem gaire a gust, ja que la gravetat superficial es correspon a la massa planetària i quedaríem aclaparats sota el nostre propi pes, que allà es multiplicaria. Tot i això, és evident que les possibilitats biològiques d'un planeta rocós, per gran que sigui, són molt més il·lusionants que les d'un gegant gasós. La vida ens ha demostrat al nostre propi planeta la seva capacitat per a adaptar-se a gairebé qualsevol circumstància, és molt probable que també es desenvolupi en una gravetat elevada, potser aprofitant oceans on la gravetat es vegi atenuada.
Però això tot just acaba de començar! La nau Kepler, que rastreja milers d'estels a la recerca d'exoplanetes, ha detectat algun sistema, com KOI-961, amb planetes tan petits com 0.78, 0.73 i 0.57 vegades el radi terrestre! És indubtable que en els propers anys aniran sortint els planetes rocosos de tamany similar a la Terra que, sens dubte, són allà, tan nombrosos com els planetes gegants només que més difícils de veure... I si en teniu dubtes, aquí està el planeta Kepler 22b, a 600 anys llum de nosaltres: Té 2'4 vegades el radi terrestre, orbita el seu estel cada 289 dies i ho fa DINS la zona habitable, és a dir, ni massa a prop ni massa lluny per a fer impossible la vida tal com la coneixem. És important parlar del que s'entén per "zona habitable", ja que aquesta és diferent per a cada estrella. Per començar, estem parlant de la distància òptima per a que les temperatures del planeta siguin acceptables per a la vida i permetin l'existència d'aigua líquida. Però no sempre és la mateixa distància: Una estrella més lluminosa que el Sol trasllada la zona habitable del seu sistema planetari més lluny que la del nostre Sistema Solar i una estrella menys potent necessita tenir els planetes habitables més a prop que el nostre Sol. Kepler 22b, per exemple, és un 15% més a prop del seu sol que la Terra del nostre, però com que aquell sol és un 25% menys lluminós, la cosa quadra. Si tingués atmosfera, en aquell planeta la temperatura mitjana es calcula que estaria entre els 22 i 27ºC.
Tot i això, encara estem lluny de veure els detalls d'aquests petits exoplanetes rocosos, ja que a tal distància resulta gairebé impossible saber res sobre la seva composició, atmosfera i possibles oceans. Però ja estan en marxa nous telescopis i satèl·lits que faran el següent pas i ens els mostraran en tot el seu esplendor.

Exoterra


MÈTODES DE DETECCIÓ
Fins fa poc tots els mètodes de detecció de planetes extrasolars eren mètodes indirectes, ja que la feble lluminositat dels possibles planetes i la seva gran proximitat a les estrelles respectives en feia impossible una observació directa amb mètodes òptics. Per això tots els mètodes es basen en els efectes que el planeta o planetes produeixen sobre l'estrella o sobre el material que els envolta. Només en els darrers anys s'ha assolit la capacitat d'observar directament la radiació infraroja emesa per alguns planetes extrasolars. La detecció d'un exoplaneta comença per l'observació d'algun símptoma en un estel determinat mitjançant qualsevol dels mètodes que anirem veient tot seguit. Parlarem llavors d'un "candidat" a exoplaneta. Posteriorment, s'estudia el candidat minuciosament mitjançant la combinació de diversos mètodes a fi de descartar altres causes que podrien presentar símptomes semblants a l'existència d'exoplanetes. Finalment, si es confirmen els nous planetes, es poden arribar a aconseguir alguns paràmetres bàsics com la seva massa, distància orbital, densitat aproximada, etc.
Comencem ara a veure els diversos mètodes que permeten descobrir planetes orbitant estrelles a tan enormes distàncies:

a) Velocitat radial.
Aquest mètode es basa en l'efecte Doppler. El planeta, en orbitar l'estrella central, exerceix també una força gravitacional sobre aquesta, de manera que l'estrella gira al voltant del centre de masses comú del sistema. Les minúscules oscil·lacions de l'estrella poden detectar-se mitjançant lleus canvis en les línies espectrals, segons si l'estrella s'apropa a nosaltres (desplaçament al blau) o s'allunya (desplaçament al vermell). És, amb les ones lumíniques, el mateix que passa amb la sirena d'una ambulància que puja de to mentre s'acosta a nosaltres i baixa mentre s'allunya, degut a la compressió o descompressió de les ones sonores. Aquest mètode ha estat el més reeixit en la recerca de nous planetes tot i requerir medicions extremadament subtils. Com anirem veient, amb altres mètodes la cosa encara requereix més precisió...
Recordem de pas que l'efecte Doppler és la clau que va permetre Hubble descobrir l'expansió de l'univers, en adonar-se que la llum de gairebé totes les galàxies observables patia un "desplaçament al vermell" indicatiu de que s'allunyaven de nosaltres a més velocitat contra més lluny es trobaven.

L'efecte Doppler

b) El trànsit.
Qualsevol variació en la llum que ens arriba d'un estel pot tenir diverses causes. Pot ser originada en el propi estel, per exemple, si és un estel variable o està patint alguna convulsió interna. Però també pot ser que hi hagi alguna cosa passant entre l'estel i nosaltres, que eclipsi parcialment la llum emesa. És el que succeeix de tant en tant amb els planetes Mercuri i Venus, que es deixen veure transitant per davant del Sol. Aquest tipus de trànsits són els que delaten l'existència d'un exoplaneta orbitant un determinat estel. Per suposat, els estels són tan lluny i els planetes tan petits en comparació amb ells que la variació lumínica que ocasiona un planeta en trànsit és increïblement diminuta, però tot i així disposem d'instruments capaços de detectar-la. Per a fer-nos una idea, la variació de llum habitual que delata l'existència d'un exoplaneta és d'1/10.000, més o menys la que ocasionaria el pas d'un mosquit pel davant d'una bombeta a varis quilòmetres de distància de nosaltres. Per a donar per confirmada l'existència d'un exoplaneta, cal observar almenys tres trànsits amb el mateix interval de temps entre ells. Això és imprescindible per tal de descartar que la variació lumínica de l'estrella tingui l'origen en una altra causa.
Aquest sistema té l'avantatge que és molt senzill i permet estudiar simultàniament un gran nombre d'estrelles, tal com fa la sonda Kepler, que des del 2009 s'ha dedicat, amb un éxit enorme, a cercar exoplanetes amb el mètode del trànsit. Els inconvenients, però, són que només funciona amb aquells planetes l'òrbita dels quals talla la línia visual entre la Terra i l'estrella a la qual orbiten. Si uns astrònoms d'un planeta llunyà situat sobre els nostres pols Nord o Sud cerquéssin planetes en trànsit entorn el nostre Sol, no en detectarien cap, per que cap planeta passaria mai entre el Sol i ells. Un altre inconvenient és que, un cop detectat el primer trànsit, cal seguir observant l'estrella fins que se'n produeixen uns quants més, per tal de confirmar que, efectivament, hi ha quelcom orbitant l'estel cada cert temps. Això pot ser viable en planetes que tinguin una òrbita petita i passin cada poc temps per davant del seu sol, però... i si orbiten lluny? Imaginem que els astrònoms extraterrestres dels que abans parlàvem es mudéssin a un altre estel que els permetés detectar els trànsits dels planetes del nostre sistema solar. Imaginem que detecten el trànsit de la Terra per davant del Sol i segueixen observant-nos. Al cap d'un any veurien el segon trànsit i al cap d'un altre any, el tercer, la qual cosa els confirmaria no només que la Terra existeix sinó que el seu any és de 365 dies. Però posem per cas que el que detecten és el trànsit del planeta Urà: Donada la seva distància al Sol, haurien d'esperar 84 anys a observar el següent trànsit!
Un cop detectat un exoplaneta, la mida de la seva òrbita es pot calcular a partir del període (el temps que tarda el planeta en fer una òrbita al voltant de l'estrella) i la massa de l'estrella per la tercera llei de Kepler. La mida del planeta es dedueix de la grandària de l'estel i la disminució lumínica que li provoca. A partir de la mida orbital i la temperatura de l'estrella, es pot calcular la temperatura característica del planeta.
El que es fa habitualment és utilitzar aquest mètode per a marcar de manera relativament senzilla un gran nombre d'estels que presentin variacions lumíniques sospitoses. Posteriorment, aquests candidats són estudiats detingudament amb els altres mètodes per tal de confirmar-ne els possibles exoplanetes.



Trànsit

c) Microlents gravitatòries. 
Cal recordar que Einstein descobrí que la llum, com les partícules amb massa o en general qualsevol objecte, es veu afectada per la gravetat quan passa prop d'un cos massiu com un estel o un planeta. L'efecte de lent gravitacional es produeix quan els camps gravitatoris del planeta i de l'estrella actuen per augmentar o focalitzar la llum d'una estrella distant, situada en segon pla. Perquè el mètode funcioni, els tres objectes han d'estar quasi perfectament alineats. El principal defecte d'aquest mètode és que les possibles deteccions no són repetibles i el planeta així descobert ha de ser estudiat addicionalment per algun dels mètodes anteriors.

d) Pertorbacions en discs circumestel·lars.

En estrelles joves, amb discs circumestel·lars de pols al seu voltant, és possible detectar irregularitats en la distribució de material al disc, ocasionades per la interacció gravitatòria amb un planeta (exactament com succeeix als anells de Saturn amb les seves llunes). D'aquesta manera ha estat possible inferir la presència de 3 planetes orbitant l'estrella β Pictoris i d'un altre planeta orbitant l'estrella Fomalhaut (HD 216956). En estrelles encara més joves la presència d'un planeta gegant en formació seria perceptible a partir del buit de material gasós que deixaria al disc d'acreció.

e) Astrometria

Molt semblant al mètode de la velocitat radial, aquí es tracta de mesurar directament la diminuta oscil·lació de l'estrella causada per l'atracció gravitacional dels planetes que pugui tenir al voltant. Un sistema solar gira en torn d'un centre de masses equilibrat entre l'estel central i els planetes. Com que l'estel és enormement més gran que els planetes, l'efecte d'aquests sobre ell és diminut... però existeix. El centre del nostre Sistema Solar NO és el centre del Sol sinó que tot el sistema gira al voltant d'un centre de masses situat dins el sol, però a milers de quilòmetres del seu centre. Això ocasiona un efecte de bamboleig en el Sol que és mesurable i que no es produiria si el Sol no tingués planetes al voltant.

f) Observació directa.

El març de 2005 l'equip del Spitzer Space Telescope pogué detectar directament la radiació infrarroja emesa per dos planetes extrasolars ja coneguts: HD 209458 b and TrES-1. Això obrí la porta a poder detectar nous planetes gràcies a la seva radiació infrarroja. També el 2005 s'anuncià l'observació directa d'imatges dels planetes extrasolars GQ Lupi b i 2M1207 b.
Un exemple d'strometria

Els nous telescopis en construcció faràn més factible l'observació directa d'exoplanetes en un futur proper, tot i que molt probablement els altres sistemes de detecció es seguiran utilitzant durant molt de temps per a saber on observar: La quantitat d'estels és tan enorme que és una quimera pretendre observar-los un a un a veure si tenen planetes...


dimecres, 23 d’octubre de 2013

EL SOL DES D' ALPHA CENTAURI

Des d'Alpha Centauri, el sistema estel·lar més proper, el nostre Sol brilla força i esdevé una sisena estrella de la constel·lació de Cassiopea:

ANTARES

El firmament va canviant amb el pas dels mesos. Si mireu en direcció S la primavera del 2013,  hi destacarà el triangle format per la brillant Arcturus (Bover), Spica (Verge) i Saturn. Però en aquella mateixa època, a la seva esquerra i avall, una mica per sobre de l'horitzó, es veurà la roja Antares, l'estel més brillant de la constel·lació d'Escorpí i el 16è estel més brillant del cel. Es tracta d'una supergegant vermella a uns 520 anys llum de nosaltres. És tan gran que, si ocupés el lloc del Sol, el seu volum arribaria fins més enllà de l'òrbita de Mart. I parlant del planeta vermell, a ell li deu el nom, ja que en ser tots dos vermells, l'estel va semblar als antics una mena d'antagonista del planeta, un anti-Ares (nom grec de Mart) que es contragué en "Antares". Altres gegants vermelles destacables són Aldebaràn (Taure) o Betelgeuse (Orió).

DENEB

Aquest estel forma el vèrtex occidental del Triangle d'Estiu (asterisme format amb Vega i Altair). El seu nom prové d'una paraula àrab que significa "cua", ja que aquest estel de magnitud aparent -1,25 (el 19è més brillant del nostre cel) dibuixa la cua de la constel·lació del Cigne. Els tres estels del Triangle d'Estiu són blancs, de la classe espectral A. Però hi ha dues grans diferències entre Deneb i les seves companyes: La distància i la mida. Altair és a 16 anys llum i Vega a 26. Però Deneb és, com a mínim, a 2600. Algunes estimacions l'arriben a situar fins a 3200 anys llum de nosaltres! 
Si comparem la seva aparença amb Altair, veurem que són més o menys igual de brillants. Això vol dir que, si Deneb és unes 160 vegades més lluny que Altair... ha de ser enorme per a que nosaltres les veiem iguals! I, efectivament, així és: Deneb és una supergegant blanca, la més gran d'aquesta categoria que fins avui hem vist a la nostra Galàxia, amb una envergadura d'aproximadament 200 vegades la mida del Sol. Si ocupés el seu lloc, arribaria fins a l'òrbita de la Terra! 
Tot i així, Deneb no ostenta el rècord absolut, ja que hi ha estels molt més grans, això sí, d'altres categories: Antares, per exemple, a la constel·lació d'Escorpí, és una supergegant vermella que, situada al lloc del Sol, arribaria fins l'òrbita de Mart. Nosaltres seriem uns 56 milions de quilòmetres dins seu!
Deneb sembla ser una estrella força antiga que ja ha deixat de fondre hidrògen al seu nucli. El seu destí segurament serà explotar en forma de supernova en algun moment dels propers dos milions d'anys. Fins i tot podria ser que ja hagués esclatat i que la llum d'aquesta explosió estigués viatjant en aquests moments cap a nosaltres, recorrent aquests milers d'anys llum que ens separen...
Però mentre aquest moment no arribi, nosaltres la seguirem gaudint en el seu doble paper de cua de cigne i vèrtex del Triangle d'Estiu. 

Comparació entre Deneb i el Sol


ALPHA CENTAURI

El sistema d'Alpha Centauri és el sistema estel·lar més proper al Sol, situat aquí mateix, a uns 4'36 anys llum. Només és visible des de l'hemisferi sud, i esdevé el quart estel més brillant de tot el cel nocturn... tot i que que en realitat consta de 3 estels que, sense un potent telescopi, es veuen com un sol astre.
Els dos estels principals són Alpha Centauri A i B, el primer una mica més gran que el Sol i el segon una mica més petit. Ambdós constitueixen una estrella binària i orbiten cada 80 anys entorn un mateix punt intermig. La màxima aproximació entre elles equival a la distància del Sol a Saturn. Hi ha una sorpresa en aquest parell de veïns: Alpha Centauri B té almenys un planeta girant seu voltant, un planeta de la mida de la Terra... però a menys distància del seu sol que Mercuri del nostre. És a dir, que deu ser un autèntic infern totalment inhabitable. Malgrat això, si n'hi ha un, n'hi pot haver més, de planetes. I qui sap si en una òrbita menys compromesa...
Però això no és tot! Entre aquests 2 estels i nosaltres n'hi ha un tercer, una petita nana roja. Aquesta diminuta estrella sembla ser que orbita, a molta distància, les altres dues de manera que, avui en dia, està uns 0'21 anys llum més a prop de nosaltres. D'aquí el seu nom: Pròxima Centauri. Si Pròxima orbita realment Alpha Centauri A i B (això encara no està demostrat), es calcula que el seu any dura un mínim de mig milió dels nostres anys. Amb el pas dels milenis s'aniria allunyant cap a l'altre extrem de la seva òrbita i un bon dia deixaria de ser l'estel més proper. Però, com dic, això encara no està del tot clar i podria ser que Pròxima només estigués de passada entre nosaltres i Alpha Centauri.

El sistema Alpha Centauri:



ALTAIR

Altair és l'estrella més brillant de la constel·lació de l'Àliga i la dotzena estrella més brillant del cel nocturn. El seu nom prové del terme àrab que significa «volador», com l'àliga. Juntament amb Deneb i Vega formen el Triangle d'Estiu. Es troba a 16,8 anys-llum (5,14 parsecs) de la Terra i és una de les estrelles visibles a ull nu més properes.
Altair rota ràpidament, amb una velocitat a l'equador d'aproximadament 286 km/s, cosa que li atorga un període de rotació de només 9 hores (el Sol triga 25 dies). A causa d'això Altair no és esfèrica sinó oval, doncs està aixafada pels pols i sobresurt a l'equador: El seu diàmetre equatorial és al voltant d'un 20% més gran que el seu diàmetre polar.
És una estrella de seqüència principal de classe A amb aproximadament 1,8 vegades la massa del Sol i 11 vegades la seva lluminositat.

Des d'Altair, el Sol quedaria entre el Ca Major i el Menor, molt a prop de Sirius:

EL TRIANGLE D'ESTIU

Cada estiu es pot veure al cel el triangle format per tres de les estrelles més brillants del cel, pertanyents a les constel·lacions de Cigne, Lira i Àliga: Deneb, Vega i Altair. Totes tres estrelles tenen noms que deriven de l'àrab (sí, Vega també). De les tres, Deneb és de llarg la més gran i més llunyana: Una supergegant blanca situada a uns 2600 anys llum. Per a que, a tal distància, nosaltres la veiem tan brillant, ha de ser unes 180 vegades més gran que el Sol. Vega i Altair són molt més properes i petites: Vega, a uns 25 anys llum, és una jove estrella de 3 vegades la massa solar que, degut a la precessió dels equinnocis, d'aquí 12000 anys ocuparà el lloc de Polaris, l'actual estrella polar. Ha estat una de les estrelles més observades de la història i va ser una de les primeres de les quals es va poder medir la paral·laxi, establint així la distància que la separava de nosaltres. Altair és més a prop, a uns 16 anys llum, i presenta la particularitat de tenir forma ovalada a causa de la seva ràpida rotació, de només 9 hores (el Sol triga 25 dies). Mai em deixarà de sorprendre l'efecte de la perspectiva, que provoca que els estels semblin estar tots a la mateixa distància, com creien els antics. Un triangle que veiem tan geomètricament perfecte però que en realitat té 2 vértexs a 20 anys llum i un tercer... a 2600!

L'ESTRELLA POLAR

Polaris, supergegant groga situada a uns 430 anys llum de la Terra, és l'estel més brillant de la constel·lació de l'Óssa Menor. Tot i ser un estel relativament brillant, la seva principal particularitat rau en que, a l'estar situat sobre l'eix de rotació terrestre, resta aparentment quiet mentre la resta d'estels giren als seu voltant, esdevenint així l'únic astre que sempre indica la direcció del Nord. Però no sempre ha estat així! Degut a la precessió dels equinoccis, la direcció de l'eix terrestre varia amb el pas dels milenis, de manera que altres estels de l'hemisferi nord han estat i seràn l'Estrella Polar: Thuban ho va ser en el passat i Vega ho serà en el futur.
Actualment sabem que, en realitat, es tracta d'un estel triple (com A Centauri) i ostenta també un altre rècord: Ser l'estrella variable cefeida (estels amb una brillantor fluctuant) més propera a nosaltres.
Com localitzar-la? Primer hem de descobrir l'Óssa Major (una constel·lació que es troba molt fàcilment). Prenent les 2 estrelles de la part contrària a la cua, Dubhe i Merak, prolongarem en línia recta unes 5 vegades la distància que les separa.


PANORÀMIQUES CÒSMIQUES

El Sol vist des d'Alpha Centauri, el sistema estel·lar més proper (4'38 anys llum).




El Sol vist des de Sirius (a 8'58 anys llum), l'estel més brillant del nostre cel. Aquí, les constel·lacions que veiem des de la Terra ja es comencen a deformar.



El Sol, vist des d'Arcturus (a 36'7 anys llum). Aquí les constel·lacions terrestres ja no serveixen. Arcturus és l'estel més brillant de la constel·lació del Bover, una gegant vermella que encara podeu veure avui mateix si mireu just després de la posta de Sol cap a l'oest, fregant l'horitzó.




GALÀXIES DEL GRUP LOCAL

Les galàxies del nostre Univers s'agrupen, segurament per raons gravitatòries, en conjunts de grans galàxies acompanyades de vàries galàxies menors, separades dels altres agrupaments galàctics per una gran distància. El nostre conjunt s'anomena Grup Local i consta de tres grans galàxies acompanyades d'unes 30 galàxies més petites. Les tres galàxies principals són:
La Gran Galàxia d'Andròmeda és la més propera a la nostra (a 2'5 milions d'anys llum!) i va venint cap a nosaltres a 140 Km per segon. Es calcula que col·lisionarem d'aquí uns 5000 milions d'anys, així que tots tranquils... de moment.

 http://ca.wikipedia.org/wiki/Galàxia_d%27Andròmeda

 La Galàxia del Triangle, a 3 milions d'anys llum és, juntament amb la d'Andròmeda, la que tenim més a prop. Aquestes dues galàxies i la Via Làctia són els membres principals del nostre Grup Local.


Completem el nostre Grup Local amb la seva tercera gran galàxia, la nostra. Sabem moltes més coses de galàxies situades a milions d'anys llum que no pas de la nostra, molt difícil d'estudiar en el seu conjunt, ja que hi som a dins (és com si estéssim tancats en una habitació veient per la finestra els edificis del voltant i intentéssim deduïr com pot ser l'edifici on estem tancats). Durant molt de temps es creia que la Via Làctia no era una galàxia especialment gran, però darrerament sembla que no és així i les estimacions més recents li atorguen un diàmetre de 100.000 anys llum i una massa que s'apropa al bilió de masses solars, xifres que la farien molt similar en tamany a la seva veïna d'Andròmeda. Aparenta ser de la classe d'espiral barrada (els braços en espiral arrenquen d'una estructura en forma de barra allargada que travessa el nucli) però no té 2 sinó més braços, d'aquí que en els darrers anys s'hagi reconsiderat a l'alça la seva envergadura. El Sistema Solar (i Tossa en ell) es troba en un dels braços menors, el d'Orió, situat entre els més grans de Sagitari (cap al'interior de la galàxia) i Perseu (cap a l'exterior), resultant estar a mig camí del centre galàctic, que se suposa ocupat per un forat negre súper-massiu, al qual fem una volta completa cada 220 milions d'anys.

http://ca.wikipedia.org/wiki/Via_Làctia

Visió hipotètica de la Via Làctia: