Asteroides

Es defineixen com cossos de roca i metalls que circulen pel cinturó d'asteroides que es troba entre les òrbites de Mart i Júpiter. Segurament haguessin tingut que formar un nou planeta en aquesta posició, però l'estrebada gravitatòria del planeta Júpiter ho va impedir i les roques que l'havien de formar no es van poder acabar d'ajuntar d'una forma estable.

En qualsevol cas, la quantitat d'asteroides circulant per aquesta zona és de l'ordre de 300.000 unitats, sent el més gran d'ells Ceres, de prop de 950 km de diàmetre i que està classificat com un planeta nan. El segon és Pal·les, de 530 km, també de forma esfèrica i el tercer Juno de 250 km.

Meteor Crater-Arizona

Desafortunadament per nosaltres no sempre tenen la seva òrbita estable, doncs es produeixen freqüents xocs entre ells i poden canviar de trajectòria i entrar en conflicte amb el nostre planeta. Així, per tal d'evitar possibles riscos, existeix la xarxa NEA (Near Earth Asteroids, que traduït vol dir Asteroides Propers a la Terra), que va crear la NASA al 1995 i que segueix de forma permanent de l'ordre de 1.300 cossos que potencialment poden presentar un risc d'impacte contra la Terra.

Penseu que cada dia cauen a sobre del planeta més de 100 tones de pols i granets de sorra provinent de l'espai, que normalment veiem com meteors o estels fugaços, quan es cremen a l'entrar dins l'atmosfera i trobar la resistència de l'aire. Segons la NASA existeix el risc de que cada 100 anys ens caigui a sobre una roca de 50 m de diàmetre.

Tenint en compte que l'asteroide que va impacte a Tunguska (Sibèria) l'any 1908 tenia uns 80 m de diàmetre va devastar una superfície com tota Catalunya i Aragó junt quan va explotar a uns 8 km d'alçada del terra. Encara que per gran el que va produir la sisena extinció massiva, la dels dinosaures, fa 65 milions d'any i que s'estima que mesurava uns 10 km de diàmetre.

Podeu buscar més informació sobre el cràter Barringer, conegut com el Meteor Crater d'Arizona (veure foto), un meteorit de quasi 50 m que va impactar contra el terra i va deixar un forat de quasi 1,6 km de diàmetre i 160 m de fondària, ara fa uns 50.000 anys. Altres cràters destacables són el Vredefort a Sudàfrica de 300 km de diàmetre o el de Sudbury a Ontario (Canadà) de 65 km de diàmetre. A Catalunya hi ha cinc oficialment acceptats com caiguts per la Meteoritical Society, un d'ells de 148 g a Girona al 1899 i un altre a Les Preses al 1891.

Per altre banda la NASA ha enviat i ho continua fent diverses missions per conèixer millor la seva composició com la NEAR, la DAWN que visitarà Vesta i Ceres entre 2011 i 2015 o l'HAYABUSA del Japó que va agafar mostres de l'asteroide Itokawa al 2010.

Finalment dir que per l'any 2013 estan fent el seguiment del 2012 DA14 per si de cas el 15 de febrer passés més a prop de la distància ara estimada de 35.000 km, per cert, amida uns 45m.

Publicat a la revista "Els Colors del Pla de l'Estany" en el seu nº 150 del juny 2012

La Lluna

Feia només uns 500 milions d'anys que existia el planeta Terra, aquest estava en període de consolidació, era un lloc molt calent i tou, el seu interior era quasi tot material fos, no hi havia atmosfera ni oceans i les explosions de volcans i l'impacte de meteorits eren freqüents.

En aquest moment, fa uns 4.000 milions d’anys, es va produir una col·lisió contra la Terra d’un cos d’aproximadament un setè de la grandària del nostre planeta, que li va esqueixar una part, però que va poder capturar i convertir en el nostre satèl·lit. D'on provenia aquest cos es desconeix. Tan podia provenir de la part exterior del Sistema Solar, com ser un segon planeta, conegut com Teia, que també s'hagués format en la mateixa òrbita de la Terra i amb el qual va acabar xocant.

Ja sabem que la Lluna està fossilitzada, és a dir, ha perdut tota la seva activitat volcànica, a diferència d'altres satèl·lits que encara la mantenen. Tampoc té atmosfera ni aigua, per tant no plou. El seu terra està format per pols de roques disgregades i s'anomena regolita i la seva força de gravetat és una sisena part de la que tenim a la Terra, o sigui una persona que aquí pesa 100 kg allà en pesa 17 kg.

Impacte Terra-Lluna - Dibuix de la NASA

La Lluna per cada volta que dóna a la Terra en dóna una sobre sí mateixa, així que cada punt de la seva superfície està uns 13 dies exposada al Sol i 13 a la foscor, arribant a unes temperatura màxima de 107ºC i una mínima de -153ºC. En el mateix període de temps, uns 27 dies, dóna també una volta sobre sí mateixa, d'aquesta forma sempre ens ofereix la mateixa cara a nosaltres. De fet, s'arriba a veure un total del 59% de la seva superfície, degut al moviment de libració, com si fos una baldufa.

Les seves muntanyes són d'una alçada similar a les del nostre planeta, encara que té 30.000 craters majors d'un quilòmetre de diàmetre. Es veuen unes zones més clares i altres de més fosques. A aquestes se les anomena mars, perquè a l’antiga Grècia es pensaven que eren zones cobertes d’aigua. Les més clares reben el nom d’altiplans, però tot són impactes de meteorits i lava sorgida del seu interior.

Quan està al mínim de distància de la Terra, el perigeu, es veu com un 14% més gran i un 30% més brillant que quan es troba a la màxima separació, l'apogeu, i el fet de que quan surt plena de l'horitzó sembli més gran que quan es troba a dalt del cel, és un simple efecte òptic, perquè quan està baixa podem comparar-la amb objectes que trobem al nostre horitzó.

Cada dia es retarda uns 50 minuts en arribar a la mateixa posició del dia anterior i cada any s'allunya 38 mm de nosaltres, però gràcies a ella i pel fet d'haver estabilitzat el nostre eix de rotació i haver-nos protegit de quantitat d'impactes de meteorits, potser tenim vida a la Terra.


Publicat a la revista "Els Colors del Pla de l'Estany" en el seu nº 149 del maig 2012

La vida de les estrelles

Les estrelles estan formades bàsicament per àtoms d'hidrogen atrets per la força de la gravetat fins a tal nivell de compactació que arriben a escalfar-se fins a 10 milions de graus, així poden començar a produir reaccions nuclears, convertint l'hidrogen en heli. Ara bé, no totes les estrelles són iguals ni es comporten de la mateixa manera, el que realment marca la vida d'una estrella és la seva massa inicial.

Imaginem el nostre Sol i suposem que té una massa 1, degut a aquesta xifra viurà uns 10.000 milions d'anys, ara en porta viscuts la meitat. D'aquí a uns 500 milions més començarà a transformar-se en una gegant vermella, degut a que haurà cremat la major part de l'hidrogen del seu nucli, ara ja heli, i començarà a cremar les capes següents, on encara hi ha hidrogen. Es tornarà inestable, així una part d'aquesta massa exterior serà expulsada cap a l'exterior on acabarà fregant el nostre planeta Terra. Clarament, aquest ja no serà habitable.

Degut a que la seva massa no és prou gran, i per tant la seva força de gravetat, no podrà tornar a escalfar prou el nucli i encendre'l de nou per cremar l'heli. Així finalment formarà amb les seves capes exteriors expulsades com un anell a tot el seu voltant, una nebulosa planetària, i al seu centre quedarà una nana blanca, de la mida de la Terra, que s'anirà apagant i passant a nana marró amb el temps.

Núvols de gas i estrelles blaves en el Núvol Gran de Magallanes

Si l'estrella hagués tingut una massa inicial superior a vuit cops la massa solar, sí que hagués pogut tornar a encendre posteriors reaccions de fusió al nucli, cremant heli i produint carboni, oxigen, etc... i hagués entrat a una etapa de supergegant vermella. Després d'aquest estat, patirà una explosió tipus “supernova” que desfarà completament l'estrella, conservant únicament el nucli, que es convertirà en una estrella de neutrons o un forat negre, segons la seva massa residual del nucli sigui inferior o no a cinc masses solars.

Aquestes supernoves són com un milió de vegades més brillants que el nostre Sol i es poden arribar a veure de dia, com la coneguda de 1604, vista pel gran astrònom Johannnes Kepler, la darrera vista dins de la Via Làctia.

Altra forma d'acabar la seva vida les estrelles ocorre quan el sistema estel·lar està format per dues estrelles, que és el cas més freqüent, i una ja ha arribat a la seva part final de la vida, sent una nana blanca i la seva companya encara és gegant vermella. Ara la nana li pot prendre material a la gegant perquè té molta més força de gravetat, fins que arriba a tenir tant que pot explotar com nova o supernova segons la quantitat de massa robada.

En aquest fase d'explosió de supernova és quan es poden generar la resta d'elements químics que no es poden obtenir per fusions nuclears. No oblidem que tots som pols d'estrelles i acabarem tornant a formar part d'elles.

Publicat a la revista "Els Colors del Pla de l'Estany" en el seu nº 147 del març 2012

De la Química a l'Astronomia

Si la UNESCO va declarar l'any 2009 com l'Any Internacional de l'Astronomia, l'any 2011 va ser l'Any Internacional de la Química. És evident que l'Astronomia utilitza d'altres ciències per constituir-se per sí mateixa, així tan estira de la Física, com de la Química, de les Matemàtiques o de la Biologia.

La definició d'Astronomia, segons Viquipèdia, és : la ciència que estudia l'univers i els cossos celestes o astres, a partir de la informació que ens arriba d'ells a través de la radiació electromagnètica, tant pel que fa a la posició i moviment en l'esfera celeste com pel que fa a la seva natura, estructura i evolució.

Així han nascut noves branques de l'Astronomia, en funció de amb quina ciència s'han lligat, i ha nascut l'Astrobiologia, l'Astrofísica, l'Astroquímica o la Cosmoquímica. El lligam amb les matemàtiques és produeix a través de l'Astromecànica o Mecànica Celeste. Fins i tot, existeix una branca que s'anomena Arqueoastronomia, que estudia l'astronomia a les antigues cultures humanes.

Descomposició de la llum visible en el seu espectre

Centrant-nos en l'astronomia, l'única cosa que veiem de tots aquests cossos celestes és la llum que ens envien, ja sigui pròpia o reflectida. El que fan els astrònoms és analitzar-la, estudiant tota la banda de la freqüència electromagnètica, des de la banda d'ones de ràdio, menys energètica, fins a la zona dels raigs gamma, els més energètics.

Però què significa estudiar la llum que ens arriba?, com es produeix aquesta llum?.

Aquest és un efecte en part físic i en part químic. Els que hàgiu estudiat una d'aquestes dues carreres, segurament, us podreu estalviar de llegir el següent paràgraf.

Pels que voleu llegir, haurem d'entrar en el món dels àtoms i, ara, ens imaginarem un d'hidrogen, el més senzill de tots, compost per un nucli només amb un protó amb càrrega positiva, i al seu voltant un electró amb càrrega negativa, per tal de fer-lo elèctricament neutre. Ara també ens podem imaginar que aquest electró té diferents nivells energètics on es pot moure, uns de més baixos i estables, més a prop del nucli, i d'altres més alts i inestables, més allunyats. Compareu aquesta imatge dels diversos nivells energètics amb una escala de mà on els barrots de l'escala correspondrien a les diferents energies.

Doncs hem de pensar que cada cop que aquest electró salta d'un nivell a un altre, capta o emet llum i, això, és el que s'estudia en astronomia, la llum que emeten les estrelles, bàsicament. D'aquesta manera podem saber a quina velocitat es mou una estrella, si s'acosta o s'allunya, quina temperatura té, la seva velocitat de rotació, entre d'altres paràmetres. Recordeu que l'heli es va descobrir per primer cop estudiant l'espectre de llum que es rebia del Sol, a l'any 1868, abans de ser descobert a la Terra.

Espectre de l'hidrogen

També podem esbrinar els compostos químics que es troben per l'espai, ja sigui en cometes viatgers, com en núvols moleculars o en les més properes atmosferes dels satèl·lits de Júpiter o Saturn o en les dels darrers exoplanetes trobats. D'aquesta forma es coneix que existeixen grans quantitats de compostos químics per tot l'espai, tan aigua, com metà, àcid cianhídric, monòxid de carboni o aminoàcids, entre d'altres, que poden ajudar a formar la vida en qualsevol lloc de l'univers.

Altre punt de relació entre la Química i l'Astronomia toca de ple a la vida de les estrelles, on a través de reaccions nuclears podem anar seguint des del naixement de l'estrella, la seva evolució, passant per tots els estadis de les seves reaccions internes. La reacció bàsica és la de l'hidrogen produint heli, transformant un 0,7% de la seva massa en energia, o sigui en llum, quan assoleix els 15 milions de graus de temperatura.

Reaccions posteriors, un cop s'assoleixen els 100 milions de graus centígrads a la superfície de l'estrella degut a la contracció gravitatòria, permeten que tres àtoms d'heli es puguin arribar a ajuntar per a transformar-se en un àtom de carboni, en una reacció anomenada “triple alfa”, predita per Fred Hoyle al 1952 abans de que es conegués aquest procés, i que també genera molta energia, en forma de llum. Encara que aquest procés, degut a l'exigència de temperatura no es produeix a totes a les estrelles, ha estat molt important per l'obtenció del carboni sobre el qual està basada la vida tal com la coneixem.

Opacitat electromagnètica de l'atmosfera

Després el carboni passa a oxigen i posteriorment a neó, i tot el procés de creació d'elements químics per fusió nuclear pot continuar d'una forma molt ràpida fins acabar en el ferro, últim element químic que es pot generar cedint energia. A partir d'aquí aquest tipus de reaccions consumeixen energia, no en donen. Encara que ara estem parlant ja de l'etapa final de la vida de l'estrella abans de que col·lapsi gravitatòriament i es transformi en nana o exploti com una nova o supernova. En aquests darrers casos, amb l'energia proporcionada per l'explosió es podran generar la resta d'elements químics, superiors al ferro, com l'or o l'urani.

Aquest núvol de material expulsat tornarà a ajuntar-se per atracció gravitatòria amb altres molècules a l'espai i produirà una nova estrella, en aquest cas de segona generació, com seria el cas del nostre Sol. De totes formes, segons la Teoria Cosmològica Estàndard tot l'hidrogen existent a l'Univers va ser creat durant els tres primers minuts d'existència, és a dir, en el moment de la Gran Explosió inicial, coneguda com a Big-Bang. Després ja no s'ha creat més hidrogen, i una part d'ell, un 25% encara es va transformar en heli en aquell mateix moment inicial. Tota la resta dels elements, com deia, s'han produït a les estrelles.

Aquesta és la extraordinària resultant d'ajuntar la química amb el fabulós món de l'astronomia, intentar entendre com es va formar l'Univers des del seu primer moment, com ha anat evolucionant i quin final l'espera.

Publicat a la revista de l'Associació de l'Institut Químic de Sarrià - News AIQS en el número 61 de l'abril 2012.

Cosmologia (II)

Al punt de l'inici del segle XX, n'Albert Einstein va plantar les bases de la Cosmologia Contemporània amb la seva Teoria de la Relativitat tot recolzant-se en la constància de la velocitat de la llum, confirmada pels experiments de Michelson i Morley al 1887.

És a partir de 1925 quan Edwin Hubble va mostrar que la nebulosa d’Andròmeda es trobava més enllà dels límits de la nostra Galàxia, i més tard quan descobreix que l’Univers es va expandint, i que les galàxies s’allunyen les unes de les altres, a causa del creixement de l'espai entre elles, significant això que l’Univers era dinàmic, que canviava amb el temps, o sigui que abans era més calent i dens, confirmant la teoria d'Einstein.

Lentament s’anaven posant les bases per la teoria de la Gran Explosió (Big Bang), promoguda per George Gamow al 1948, com una de les solucions a les equacions d'Einstein. En paral·lel es varen crear altres interpretacions, com la teoria de l’Estat Estacionari, defensada per Hole, Gold i Bondi principalment.

En aquesta teoria estacionària, l’Univers és infinitament vell i sempre ha tingut el mateix aspecte que ara. Per fer compatible aquesta idea amb l’expansió de l’Univers, cal que es creï matèria constantment per omplir l’espai que va quedant entre les galàxies. Aquesta visió d’un Univers immutable en el temps, malgrat els seus atractius filosòfics, va entrar en conflicte amb les observacions de radiogalàxies i quàsars, objectes que es troben molt lluny i, per tant, els observem com eren fa milers de milions d’anys, i ens mostren clarament que el contingut de l’Univers ha anat canviant amb el temps, que no s’ha mantingut estacionari.

Imatge del WMAP del fons còsmic de microones

Al temps, a més de les troballes d'en Hubble sobre l'expansió de l'Univers, es va confirmar que la proporció entre àtoms d'hidrogen i heli era de 75/25%, conforme a la teoria del Big Bang. I posteriorment al 1964, Penzias i Wilson, van confirmar escoltant el cel amb una gran antena, que existia una remor de fons en la banda de les microones, en qualsevol direcció que es fes, que responia perfectament a l'eco residual de la gran explosió inicial, el Big Bang.

Encara que aquesta teoria no emplena tots els dubtes existents, sí que és la que de forma més coherent els resol actualment, encara que necessita ser consolidada. En aquest sentit s'està treballant amb l'accelerador de partícules LHC a Ginebra, per trobar partícules com el bosó de Higgs, que aquesta teoria descriu.

No per això, deixa de tenir competidors que continuen empenyent, com la Teoria de Supercordes o la de Variació de la Velocitat de la Llum (VSL) de Megueijo i Albrecht.

Gràcies a la tecnologia hem après més sobre l'univers i les estrelles al segle passat que en tots els segles anteriors junts.

Publicat a la revista "Els Colors del Pla de l'Estany" en el seu nº 146 del febrer 2012

Cosmologia (I)

La Cosmologia és la ciència que estudia l'estructura i la història de l'univers a gran escala i en tot el seu conjunt, des del moment inicial fins a la seva fi. És una branca de la Física i l'estudia tan de forma teòrica com observacional.

L’interès de l’home per mirar al cel, i intentar-lo entendre, ha esta constant al llarg de la seva història. Tenim constància d’aquesta atracció des de les primeres civilitzacions, el que converteix l’Astronomia en la més antiga de les ciències de la natura.

Els grecs es pensaven que la matèria estava constituïda per quatre elements bàsics, aire, aigua, foc i terra. La revolució copernicana va obrir l’era de l’Astronomia moderna, i la llei newtoniana de la gravitació universal va trencar definitivament la barrera aristotèlica entre els fenòmens terrestres i els de la resta de l’univers.

Model platònic del sistema solar presentat per Kepler 

a la seva obra Cosmographicum Mysterium (1600)

El conjunt de grans científics dels segles XV-XVII, com Copèrnic, Galileu, Kepler i Newton van obrir, definitivament, les portes a la Cosmologia Moderna ajudant a passar d'un model geocèntric, amb la Terra com centre al voltant de la qual giraven el Sol i els planetes, a un model heliocèntric on aquest paper el jugava la nostra estrella, el Sol.

Des del segle XVII fins el primer quart del XX, la Via Làctia i l’Univers eren conceptes sinònims. La Galàxia representava el marc espacial que contenia tot, i on tot ocorria, era la visualització del nostre Univers.

Sorprenentment ens trobem que la primera persona que planteja una visió renovadora de l’Univers és un filòsof, l’Emmanuel Kant, qui al 1755 va publicar el llibre “Història natural general i teoria del Firmament”. Segons la qual en un principi existia un núvol primitiu, format per partícules en moviment, que anaven xocant i perdent velocitat, sent arrossegades cap al centre de la massa, per contracció gravitatòria, donant origen al Sol, i la resta es quedaria per fora formant els planetes i les seves llunes.

També va definir que les nebuloses, tals com Andròmeda i els Núvols de Magallanes eren Universos-Illa exteriors a la nostra Galàxia, és a dir, fora dels límits de la nostra, però d’un origen similar. Ja no érem La Galàxia, sinó una més entre una gran quantitat de galàxies a l’Univers. Teories que no varen calar entre els científics de l’època.

A principis del segle XX la majoria dels astrònoms pensaven que tot allò que s’observava des de la Terra formava part de la nostra Galàxia, fins i tot les nebuloses espirals que al 1845 havia dibuixat Lord Rosse assegut davant el telescopi més gran de l’època, el Leviatán de Parsonstown a Irlanda de 183 cm de diàmetre. (Continuarà)

Publicat a la revista "Els Colors del Pla de l'Estany" en el seu nº 145 del gener 2012

Planetes

L'origen de la paraula és grec. Aquestos van batejar uns punts de llum que es movien pel cel respecte de les estrelles com “planetes asteres” que significa “estrelles errants”, d'aquí va sorgir la paraula.

De fet els babilonis, al segle VII aC, ja havien fet algunes taules descrivint els moviments de Venus, encara que a simple vista només es poden veure cinc d'ells, Mercuri, Venus, Mart, Júpiter i Saturn. Per a visualitzar la resta ja cal algun estri que augmenti la nostra visió. Fins al temps d'en Galileu es va pensar que orbitaven voltant la Terra com a centre de gir, no el Sol com és en realitat.

Els planetes es van formar darrera d'el col·lapse d'una nebulosa de gas en un disc, que origina en el seu centre una estrella i en el seu disc els planetes. En el cas del nostre Sistema Solar, tenim reconeguts per la UAI (Unió Astronòmica Internacional) vuit planetes, els abans esmentats més Neptú i Urà. Al 2004 es va crear el grup dels planetes nans, on es va incloure a Plutó, doncs amb la millora dels aparells d'observació s'havien trobat altres objectes que eren més grans que el propi Plutó, com el batejat amb el nom d'Eris.

Estan classificats en dos grups, com són els planetes interiors o rocallosos, i els exteriors o gasosos.

Els primers, Mercuri i Venus, sempre es veuen prop del Sol i els exteriors es poden veure a qualsevol punt del cel, sempre que estiguin al costat oposat del Sol, segons el nostre punt de vista. Excepte en condicions d'eclipsi total de Sol, durant el qual també es fan visibles. Sempre surten pel costat est, llevant, i es ponen per l'oest, ponent.

El més petit i més ràpid és Mercuri, en 88 dies fa la volta al Sol. Per la seva proximitat al mateix es fa força difícil de veure, doncs no se separa gaire d'ell i només es pot veure abans de que el Sol surti o després que s'hagi post i a una distància màxima d'uns dos dits. Però es pot distingir un punt de llum. Des de Banyoles, personalment, l'he pogut veure a la posta del Sol des del Puig d'en Colomer.

El més gran és Júpiter, amb dos terços de tota la massa planetària. Aquest és gasós i fa de protector del nostre planeta Terra, degut a la força de gravetat que exerceix, atraient una bona part dels cossos aliens que se'ns acosten i que, potencialment, ens podrien impactar.

Els més brillant és Venus, que es veu, a l'igual que Mercuri i pel fet de ser un planeta interior, abans de sortir el Sol o després de post. Després els que més destaca és Júpiter, amb els seus quatre satèl·lits donant-li voltes, ja mirant amb una mica d'augment. Després, segons les condicions de proximitat a la Terra, segueixen Mart i Saturn, aquest amb els seus anells.

Per veure Neptú i Urà, cal saber on es troben i tenir un petit telescopi, però no són més que un puntet de llum al cel, quasi com una estrella més.

Publicat a la revista "Els Colors del Pla de l'Estany" en el seu nº 144 del desembre 2011