Documentals no visibles degut al tancament de Megaupload

dijous, 6 de setembre de 2012

"Som pols d'estrelles". Aquesta afirmació no pretén ser romàntica; és un fet demostrat. L’haurem escoltat moltes vegades, i la majoria d’elles amb to poètic, però la veritat és que neix en el moment que es comprèn l’efímera vida de les estrelles, és a dir, en el moment que l’astronomia comença a desmentir la “immutabilitat aristotèlica”. En aquesta entrada repassarem el procés que manté en vida les estrelles i veurem els diferents camins que protagonitzen les diferents estrelles al morir. A més, aprendrem que, gràcies a un d’aquests camins, existeixen molts dels elements que ens componen.

Tot neix

Abans de les publicacions d’Einstein creiem comprendre la naturalesa de l’Univers, però no era així. L’existència d’un teixit espai-temps no era contemplada per ninguna obra anterior al segle XX, i per tant, tampoc ho eren els forats negres, els viatges en el temps, etc. No obstant, no va ser fins l’any 1929, que, de manera radical, es va trencar amb un pensament que persistia des dels temps d’Aristòtil, el de la immutabilitat.
La comunitat científica s’aferrava a la idea que l’Univers havia existit sempre, és a dir, que mancava d’un origen en el qual entrés en joc la religió, a més, també creia que era estacionari, la qual cosa implicaria que la seva grandària era invariable. Però, com ja vam veure en entrades anteriors, l’astrònom nord-americà Edwin Hubble va demostrar l’any 1929, a partir d’una sèrie d’observacions, que les diferents galàxies que formen l’Univers s’allunyen les unes de les altres. Això va implicar dues coses: primer, que el nostre Univers no era estacionari, sinó que creixia, i segon, el naixement de la teoria del Big Bang, que defensava i actualment defensa l’existència d’un moment “origen” a partir del qual es va crear tot el que ens envolta. Així doncs, si l’Univers té una edat determinada, estimada en 13.700 milions d’anys, tot el que conté s’ha d’haver format en un moment fix. En el cas de l’hidrogen o l’heli, cal remuntar-se a 3 minuts després de l’explosió, per trobar or caldrà esperar un 9.000 milions d’anys. Per veure estrelles en el firmament haurem de situar-nos en el moment que els nuclis d’hidrogen i heli van començar a col·lapsar-se a causa de la gravetat a i formar nuclis d’estrelles que emetien grans quantitats de radiació a l’exterior.

La vida de les estrelles

Tot i que en el Cosmos trobem un munt d’estrelles diferents, la majoria d’elles funcionen de la mateixa manera, és a dir, aconsegueixen brillar gràcies al mateix procés: la nucleosíntesi estel·lar. La nucleosíntesi estel·lar és el procés nuclear en el qual, a partir de la conversió d’àtoms d’hidrogen en àtoms d’heli (més endavant veurem que hi poden intervenir altres elements), s’allibera la quantitat d’energia necessària per fer brillar una estrella. Quan l’hidrogen es fusiona per generar heli es produeix una descompensació de matèria, ja que resulta que la suma de la massa dels ingredients és major que la del resultat, fet que contradiria el principi de la conservació de l’energia sinó fos perquè l’energia que falta s’ocupa de fer brillar l’estrella. Gràcies a l’increïble quantitat d’energia que s’allibera d’una petita massa, i que calculem gràcies a l’equació E=mc^2, aquesta descompensació que es produeix durant la nucleosíntesi estel·lar és capaç de fer que, com per exemple el Sol, una estrella alimenti un planeta sencer situat a milions de quilòmetres de distància.

La conversió d’hidrogen en heli no és l’únic procés nuclear que es dóna en l’interior d’una estrella, tot i que en provingui el 90% de l’energia. A una temperatura propera als 100 milions de graus centígrads (10 vegades major que la necessària perquè es produeixi la conversió d’hidrogen en heli) l’heli es consumeix i produeix carboni, un element molt present en la matèria orgànica. Durant la combustió del carboni s’engendra l’oxigen, i apareixen elements com el neó o l’alumini, fins que l’estrella ha de cremar el ferro, però el cas és que la combustió del ferro no produeix energia, sinó que en consumeix. Arribat aquest punt, l’estrella deixa d’emetre llum, i comença un agonitzant procés amb un destí que dependrà de la seva massa.

El destí de les estrelles

Tot i posar-se d’acord en com lluir, les estrelles divergeixen en com acomiadar-se. Algunes acaben sent cadàvers estel·lars d’estrelles que antigament havien brillat, altres es converteixen en els temuts forats negres, algunes expulsen les seves capes exteriors en el que coneixem amb el nom de supernova, etc. El fet que existeixin varis possibles adéus depèn d’una raó molt senzilla: hi ha diferents tipus d’estrelles, que tindran diferents morts segons la seva massa. Analitzem els diferents escenaris finals.

Supernova: Les supernoves són protagonitzades per aquelles estrelles la massa de les quals se situa entre 1,4 i 5 sols. Quan aquests estels esgoten el seu combustible inicien un procés de compressió que els reduirà fins a un radi de 10 km. Aquesta fase tan densa rep el nom d’estrella de neutrons, degut que la matèria del seu interior està formada principalment per neutrons. Aquesta tipus d’estrella és tan densa, que tan sols una cullerada pesaria 1.000 milions de tones. Quan l’estrella s’encamina cap als moments finals del col·lapse es produeix una gran explosió, deguda a l’alliberament de les capes superiors a una velocitat de milers de quilòmetres per segon. Aquesta explosió rep el nom de supernova i brilla com mil milions de Sols, fet que la converteix en un dels esdeveniments més lluminosos de tot l’Univers.


En aquesta fotografia de la supernova 1994D ubicada en la galàxia NGC 4526 que hem pogut obtenir gràcies a la cortesia del catàleg online del telescopi Hubble podem veure com una supernova (punt brillant en la part esquerra inferior de la imatge) és capaç de brillar com una galàxia sencera, o, en ocasions, inclús més.

Una de les supernoves més cèlebres en la història de l’astronomia va ser la que donà origen a les restes de supernova conegudes com “nebulosa del Cranc”, ja que tenen forma de cranc. La llum de la supernova va arribar a la Terra l’any 1054, i era tan brillant que es podia veure inclús en plena llum del dia.

Nanes blanques i nanes negres: Convertir-se en una nana blanca i després esdevenir en una negra serà el final per a la majoria d’estrelles, inclús serà el final del nostre Sol. Quan el nostre estel hagi esgotat les seves reserves iniciarà un procés de compressió que el reduirà fins a un diàmetre de 6.000 km, si fa no fa, com la Terra. En aquest estat, el Sol serà molt dens, i ja el podrem catalogar com a nana blanca. El procés de compressió haurà elevat la seva temperatura, la qual cosa farà que el seu color canviï a blanc. El pas següent que emprendrà el Sol serà el d’alliberar les capes superior, les quals, il·luminades per la nana blanca, cobraran una gamma de colors compresos entre el vermell, el groc i el verd, i tindran un aspecte d’anell, denominat “nebulosa planetària”, com la de la fotografia del marge.

Un cop ha perdut l’escalfor, la nana blanca es converteix en una nana negra, que simplement és un cadàver estel·lar com tants i tants hi ha per l’Univers.

Forats negres: Ja els hem vist forces vegades en aquest blog. Hem entès la seva naturalesa, i hem après coses tan curioses com que alenteixen el temps 1000 vegades més que la Terra. Són considerats la mort definitiva d’una estrella, i es formen quan una estrella que té una massa cinc vegades superior a la del Sol comença a comprimir-se com a conseqüència de l’efecte del seu propi camp gravitatori, convertint el que havia sigut una immensa estrella en un cos infinitament més petit. El cos en qüestió és tan dens que l’espai i el temps són doblegats per l’efecte de la gravetat.
Cal recordar que reben el nom de forats “negres” perquè no deixen escapar la llum, i per tant, cap tipus d’ona electromagnètica capaç de transportar informació. Com a conseqüència d’aquest fet, l’interior dels forats negres és, actualment, un misteri per a l’astronomia.

Som pols d’estrelles

Els éssers vius hem tret grans beneficis d’una de les tres morts que acabem de veure: les supernoves. Quan es produeix una supernova s’alliberen una gran quantitat de diferents nuclis d’elements. En el medi interestel·lar, on la temperatura oscil·la entre -100 graus centígrads i 10.000 graus, els nuclis d’elements poden fer una cosa que en l’interior de l’estrella no podien fer a causa de les altes temperatures; unir-se amb electrons i formar àtoms. Amb l'ajuda de la força electromagnètica, a partir dels nuclis expulsats en les supernoves es formen la majoria dels elements que ens componen a nosaltres, els éssers vius, i a la matèria no viva. La gran excepció són els elements més lleugers com l’hidrogen, l’heli, el deuteri (un dels isòtops de l’hidrogen) i el liti, que es van formar tres minuts després del Big Bang. La resta dels elements es van formar gràcies als processos nuclears que es produeixen en l’interior de les estrelles, donant credibilitat a la frase “som pols d’estrelles”.

1. La galàxia NGC 4526 es troba a uns 55 milions d’anys llum de la Terra.

1 comentaris:

Publica un comentari