03/07/2022

Dossier. Estrelles: Quant duren les estrelles?

Contràriament a les aparences, no totes les estrelles que pinten un bonic cel nocturn són iguals. Les estrelles formen una gran família, formada per elements de característiques molt variables d'un cas a un altre. Si tot això pot semblar complex a primera vista, podem entendre aquesta diversitat a grans trets a partir d'unes quantes consideracions físiques.

Si ens interessa la vida útil de les estrelles, un paràmetre la determina principalment: una vegada més, és la massa. Però també és l'origen d'una paradoxa: com més massiva és una estrella, més curta és la seva vida útil.

Clic per engrandir. Aquesta recreació artística ens mostra una vista superficial del planeta Pròxima b orbitant la nana vermella Pròxima Centauri, l'estrella més propera al Sistema Solar. Crèdit: ESO, M. Kornmesser, CC By 4.0

La vida d'una estrella depèn de la seva massa, com més gran és, més consumeix el seu "combustible", l'hidrogen.

Quant duren les estrelles?

De fet, encara que una estrella massiva contingui molt de combustible, la seva temperatura central serà més alta que la d'una estrella de menys massa. Com s'ha esmentat anteriorment, les reaccions de combustió nuclear seran molt més ràpides. Així, una estrella com el Sol, per exemple de massa mitjana, cremarà el seu hidrogen central (només el 10% de la seva massa total) en uns 9.000 milions d'anys (segons els models actuals de descripció del Sol). Però, una estrella de 10 masses solars (o 10 MO) consumirà les seves reserves en només 30 milions d'anys, mentre que una petita estrella de 0,5 MO; sobreviurà 50.000 milions d'anys (és a dir, molt més que la suposada edat actual de l'Univers).


Clic per engrandir. Descripció esquemàtica de l'evolució d'estrelles de diferents masses. Fixeu-vos en l'escala de temps de l'esquerra, que indica les vides en una escala no regular. Les escales de mida també són esquemàtiques. Crèdit: Edicions Le Pommier.

Veure:

Capítol anterior: Estrelles. Estrelles: Evolució i mort de les estrelles
Capítol següent: Estrelles: Dins del Sol (en preparació).

Ho he vist aquí.

02/07/2022

Quan els cúmuls de galàxies col·lisionen


Clic per engrandir. Crèdit: Raigs-X: NASA/CXC/Univ. of Nottingham/H. Russell et al.; Optical: NAOJ/Subaru

Hi ha una connexió profunda entre alguns dels esdeveniments més grans i energètics de l'univers i d'altres molt més petits i febles impulsats pel nostre propi Sol.

Els resultats provenen d´una llarga observació amb l´Observatori de raigs X Chandra de la NASA d´Abell 2146, un parell de cúmuls de galàxies en col·lisió ubicats a uns 2.800 milions d´anys llum de la Terra.

Els cúmuls de galàxies contenen centenars de galàxies i quantitats enormes de gas calent i matèria fosca i es troben entre les estructures més grans de l'univers. Les col·lisions entre cúmuls de galàxies alliberen enormes quantitats d'energia a diferència de qualsevol cosa presenciada des del Big Bang i proporcionen als científics laboratoris de física que no estan disponibles aquí a la Terra.


Ho he vist aquí.

01/07/2022

Una fotografia icònica en femení, ara sí!

Clic per engrandir.Conferencia Solvay (1927) sobre mecànica quàntica. Fotografia de Benjamin Couprie

Aquesta fotografia feta en la 5ª trobada Solvay de Mecànica Quàntica a Brusel·les l'any 1927, és probablement la fotografia científica més famosa de tots els temps.  

I és que 17 dels 29 assistents van ser guanyadors del Premi Nobel o el van guanyar en el futur. Marie Curie (asseguda dos seients a l'esquerra d'Einstein, que és al centre de la primera fila) va ser l'única dona que va assistir a la conferència. Va ser la primera dona a guanyar un premi Nobel, la primera persona a guanyar-lo dues vegades i l'única persona a guanyar en dues ciències diferents: la Física i la Química.

Aquí hi ha els noms de la resta dels assistents. Si mai has estudiat física, aquests noms et resultaran familiars, ja que moltes de les constants físiques porten el nom de les persones que apareixen en aquesta foto. 

D'esquerra a dreta:

Primera fila: Irving Langmuir, Max Planck, Marie Curie, Hendrik Lorentz, Albert Einstein, Paul Langevin, Charles-Eugène Guye, C.T.R Wilson, Owen Richardson.

Fila central: Peter Debye, Martin Knudsen, William Lawrence Bragg, Hendrik Anthony Kramers, Paul Dirac, Arthur Compton, Louis de Broglie, Max Born, Niels Bohr.

Fila posterior: Auguste Piccard, Emile Henriot, Paul Ehrenfest, Edouard Herzen, Théophile de Donder, Erwin Schrödinger, JE Verschaffelt, Wolfgang Pauli, Werner Heisenberg, Ralph Fowler, Léon Brillouin.

El que ens interessa en aquest article és que noranta anys més tard, entre l'11 i el 15 de setembre de 2017, es va celebrar a Trento (Itàlia) el 103è Congrés de la Societat italiana de física, trobada en què se celebrava el 120è aniversari d'aquesta societat científica, a on es van organitzar dues taules rodones, dedicades al tema de les vocacions científiques i les dones.

Després d'aquestes dues taules rodones, l'Oficina de Comunicació de la Universitat de Trento va proposar immortalitzar vint-i-vuit dones conferenciants del Congrés –de diferents edats i disciplines– juntament amb un col·lega masculí, Guido Tonelli, un dels descobridors del bosó de Higgs al CERN, en una versió reivindicativa de la famosa foto de la conferència Solvay del 1927. Noranta anys més tard, la fotografia 'invertia' els papers d'homes i dones.

Clic per engrandir. Crèdit: Università di Trento

D'esquera a dreta, elles i ell són:

Primera fila: Cinzia Giannini, Anna Di Ciaccio, Guido Tonelli, Monica Colpi, Antigon Marí, Chiara La Tessa, Patrizia Cenci, Luisa Cifarelli i Beatrice Fraboni.

Fila central: Simonetta Croci, Daniela Calvo, Lidia Strigari, Silvia Picozzi, Alessandra Gugliemetti, Alessandra Rotundi, Angela Bracco, Olivia Levrini i Speranza Falciano.

Fila superior: Elisa Molinari, Marina Cobal, Roberta Ramponi, Francesca Vidotto, Silvana Di Sabatino, Silvia Tavazzi, Nadia Robotti, Clementina Agodi, Edwige Pezzulli, Sara Pirrone i Marta Greselin.

En aquest enllaç es pot llegir una breu semblança (en italià) de les vint-i-nou persones retratades en aquesta fotografia: a més de Guido Tonelli, vint-i-vuit física italianes investigant en projectes diversos.

Luisa Cifarelli, presidenta de la Societat Italiana de Física (SIF), apareix a la fotografia del 2017 (no hi podia faltar), i comentava: "La fotografia, feta gairebé per diversió, va tenir però una repercussió inesperada a tots els mitjans i fins i tot a les cadenes de televisió nacionals. Estic molt feliç per aquesta difusió, ja que constata la importància de les dones a la física ia la investigació científica. Pel que fa a mi, estic molt orgullosa d'estar en aquesta fotografia!"

 

Ho he vist aquí.

30/06/2022

Les estrelles binàries estan pel nostre voltant

 

Clic per engrandir. Sírius, l'estrella més brillant del nostre cel, és una estrella binaria. Crèdit: astrosystem, Adobe Stock


Un mapa d'estrelles dobles a la Via Làctia Investigadors de la Universitat de Califòrnia a Berkeley (EUA) ens porten de viatge per la Via Làctia. Un viatge d'uns 6.000 anys llum que revela més d'un milió d'estrelles dobles. Aquestes binàries han estat identificades gràcies a les dades de la missió espacial GAIA (ESA). Crèdit: Universitat de Califòrnia
 
Sírius, l'estrella més brillant del nostre cel, és un dels exemples més coneguts d'estrelles binaries, aquestes estrelles també anomenades dobles físics, perquè estan formades per dues estrelles que orbiten al voltant del mateix punt. I avui, els investigadors ens revelen que hi hauria més d'un milió d'aquestes estrelles binàries al voltant de la nostra Terra.

La missió de satèl·lit de l'Agència Espacial Europea (ESA) Hipparcos, va acabar l'any 1997. Era per mesurar la posició i el moviment de les estrelles. I havia identificat unes 200 estrelles binàries a la nostra Via Làctia. Les noves dades de la missió espacial GAIA (ESA) ofereixen ara un catàleg ampliat d'uns 1,3 milions d'estrelles dobles físiques, separades per almenys 10 unitats astronòmiques (UA), o 10 vegades la distància entre la Terra i el Sol, en un radi de uns 3.000 anys llum al voltant de la nostra Terra.

Recordem que les estrelles binàries es van identificar per primera vegada des de la Terra, entre les estrelles que apareixien a prop del cel. Però la tècnica era arriscada, perquè les estrelles que ens semblen properes en realitat poden estar separades a centenars o milers d'anys llum. I eliminar aquestes alineacions aleatòries va consumir molt de temps.

La missió espacial GAIA registra com les estrelles semblen canviar de posició al cel i així calcula la seva distància i velocitat. I els investigadors de la Universitat de Califòrnia a Berkeley (Estats Units) han desenvolupat tècniques de càlcul que permeten identificar primer les estrelles que es mouen juntes a l'espai i després, entre elles, les que es troben a la mateixa distància de la Terra. És així com s'aconsegueixen les estrelles binàries.

Clic per engrandir. Els astrònoms estimen que aproximadament la meitat de les estrelles semblants al Sol són estrelles dobles físiques. Però que estan massa a prop l'una de l'altra perquè les puguem distingir. El treball d'investigadors de la Universitat de Califòrnia a Berkeley (EUA) mostra que el 25% de les estrelles similars al Sol tenen una companya que orbita més de 30 unitats astronòmiques (UA) -aquesta és aproximadament la distància Sol-Plutó. I que un màxim està situat a una distància entre 30 i 50 UA. Aquí a l'esquerra, la regió de 3.000 anys llum al voltant de la Terra en què els investigadors de la Universitat de Califòrnia a Berkeley (EUA) han trobat més d'un milió d'estrelles binàries. Crèdit: Kareem El-Badry, UC Berkeley i Jackie Faherity, AMNH

Estels binaris en detall

Aquest treball fins i tot permet especificar una mica més el tipus d'aquestes estrelles binaries. Així, 1.400 d'aquests sistemes estan formats per dues nanes blanques, l'etapa final de l'evolució de la majoria de les estrelles. I 16.000 d'aquests sistemes giren al voltant d'una nana blanca i una altra estrella. Finalment, la majoria dels 2,6 milions d'estrelles atrapades en sistemes binaris són estrelles de seqüència principal, en el seu millor moment.

Els investigadors poden estar especialment interessats en sistemes composts per una nana blanca i una altra estrella. A diferència de les estrelles de seqüència principal, que poden romandre sense canvis durant milers de milions d'anys, l'edat de les nanes blanques és relativament senzilla de determinar. Perquè aquestes estrelles es refreden a un ritme conegut. Així, establir l'edat d'una nana blanca en un sistema doble permet fixar també l'edat de la seva acompanyant. I possiblement dels planetes que podrien orbitar al seu voltant.

Recentment, a més, els investigadors van determinar d'aquesta manera l'edat d'un exoplaneta anomenat TOI-1259Ab. "En aquest nou catàleg, hi ha almenys 15 sistemes compostos per una nana blanca, una estrella i un planeta", especifica Kareem El-Badry, astrofísic de la Universitat de Berkeley, en un comunicat de premsa.

Un altre resultat sorprenent: la majoria de les estrelles dobles físiques s'assemblen. Per tant, sembla que els estels els agrada associar-se amb els de massa similar. I això, tot i que generalment orbiten a centenars d'unitats astronòmiques les unes de les altres, la majoria encara romanen en un radi de menys de mil unitats astronòmiques les unes de les altres. Així, els investigadors assumeixen que aquestes estrelles atrapades en un sistema binari es van formar més a prop les unes de les altres abans d'allunyar-se, potser sota la influència d'altres estrelles.


Ho he vist aquí.

27/06/2022

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C51


Clic per engrandir. Caldwell 51. Crèdit: NASA, ESA, i J. Holtzman (New Mexico State University); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)

Caldwell 51, també coneguda com a IC 1613, és una galàxia nana irregular ubicada a la constel·lació de la Balena. Aquest membre del nostre Grup Local de galàxies és a només 2,3 milions d'anys llum de la Terra i té una magnitud aparent de 9,9. Tot i la seva relativa proximitat, Caldwell 51 és molt difícil de detectar i és un dels objectes més esmunyedissos del Caldwell. Apareix com una taca difusa i extremadament tènue al cel, fins i tot quan es veu a través de telescopis de mida moderada. La galàxia és visible des de l'hemisferi nord a la tardor i des de les regions del nord de l'hemisferi sud a la primavera. Va ser descobert el 1906 per l'astrofotògraf alemany Max Wolf, que també va trobar molts altres objectes astronòmics al llarg de la seva vida, incloent estels, supernoves i asteroides.

Caldwell 51 és notable pel seu paper en la millora dels mesuraments de distància a objectes més remots. A diferència de moltes galàxies, Caldwell 51 està en gran part lliure de pols, i la nostra visió relativament clara de les estrelles variables RR Lyrae que alberga permet als astrònoms fer mesuraments de distància precises. Les variables RR Lyrae són estrelles polsants que tenen períodes de pulsació directament relacionats amb la lluminositat. Per tant, la rapidesa amb que polsen indica als astrònoms la lluminositat real de les estrelles; llavors, com de brillants realment apareixen les estrelles els hi diu als astrònoms com de lluny han d'estar. Aquesta relació permet que les estrelles actuïn com a "espelmes estàndard" que es poden fer servir per determinar les distàncies a objectes dins del nostre Grup Local de galàxies.

Clic per engrandir. Aquesta imatge infraroja d´una regió exterior de Caldwell 51 inclou algunes galàxies de fons encara més distants. Va ser captada per la Wide Field Camera 3 (Càmera de camp ample) del Hubble.Crèdits: NASA, ESA, i M. Malkan (UCLA); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)

La imatge que encapçala el post és d´una regió propera al centre de Caldwell 51 és una composició d´observacions en ultraviolada, infraroig i llum visible realitzades per la Cambra de Camp Ampli 3 del Hubble. Les observacions es van fer per determinar la composició química de la galàxia. Atès que la majoria dels elements de l'univers es formen a les estrelles i es distribueixen a la seva galàxia quan moren, aquesta informació pot ajudar els investigadors a conèixer millor l'evolució de la galàxia i la seva història de formació estel·lar.

 Clic per engrandir. Aquesta imatge de context mostra dues regions de Caldwell 51 (IC 1613) captades per la Wide Field Camera 3 (WFC3) del Hubble. La imatge de camp més ampli de tota la galàxia a la part inferior dreta va ser presa pel telescopi de sondeig del Very Large Telescope (VLT) a l'Observatori Europeu Austral (ESO). El requadre taronja mostra la ubicació de les observacions infraroges del Hubble a les afores de la galàxia (mostrades a l'esquerra), mentre que el requadre blau mostra les observacions del centre de la galàxia (a dalt a la dreta).


C51 al web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del blog


26/06/2022

A reveure Andròmeda!


Clic per engrandir. Andròmeda. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/UCLA

La nostra veïna a l'espai, la immensa galàxia d'Andròmeda, és capturada en aquesta imatge presa pel Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE-Sigles en anglès de Explorador de Gran Angular d'Investigació en l'Infraroig). Situada a uns 2,5 milions d'anys llum del nostre Sol, Andròmeda és la galàxia més gran i propera a la Via Làctia.

Aquest mosaic galàctic és un compost de quatre colors que utilitza tots els detectors infrarojos del WISE, on el blau representa la llum ultraviolada llunyana, el verd representa la llum ultraviolada mitjana i el vermell és la llum ultraviolada propera. La columna vertebral d'estrelles madures de la galàxia és visible en blau, mentre que els anells grocs i vermells mostren pols escalfada per estrelles massives recent nascudes.

Tant la Via Làctia com Andròmeda pertanyen al nostre anomenat Grup Local, una col·lecció de més de 50 galàxies, que és com el nostre “veïnat galàctic”; no obstant això, la majoria de les altres galàxies són petits sistemes nans.



Ho he vist aquí.

25/06/2022

Dossier. Estrelles: Evolució i mort de les estrelles

Contràriament a les aparences, no totes les estrelles que pinten un bonic cel nocturn són iguals. Les estrelles formen una gran família, formada per elements de característiques molt variables d'un cas a un altre. Si tot això pot semblar complex a primera vista, podem entendre aquesta diversitat a grans trets a partir d'unes quantes consideracions físiques.

Clic per engrandir. Nebulosa Planetària Hèlix (NGC 7293). Crèdit: NASA, NOAO, ESA, l'equip de la nebulosa de l'hèlix del Hubble, M. Meixner (STScI i TA Rector (NRAO).

Quines lliçons podem aprendre d'aquesta classificació, a part de la relació amb la mida i la temperatura superficial? De fet, aquesta diversitat en l'aparença de les estrelles es pot explicar a grans trets per dues característiques de l'estrella: la seva massa i la seva edat. Com més massiva sigui l'estrella, més calenta serà, i per tant blava.  

Això està lligat a la font d'energia de les estrelles: la fusió nuclear, que al cor de l'estrella transforma quatre àtoms d'hidrogen en un d'heli, alliberant una gran quantitat d'energia en el procés.

L'equilibri d'una estrella

Aquestes reaccions de fusió seran tant més ràpides com la pressió i la temperatura central de l'estrella siguin elevades. Tanmateix, com més massiva sigui l'estrella, més comprimirà el nucli per tota la massa de l'estrella que tendeix a concentrar-se al centre sota l'efecte de la seva pròpia atracció gravitatòria. Per contrarestar aquesta atracció gravitatòria, la pressió augmenta: s'estableix un equilibri entre pressió i gravetat, equilibri que fixarà (en una primera aproximació) la mida de l'estrella. Si la pressió augmenta, també ho fa la temperatura (que s'ha de comprovar amb una bomba de bicicleta per exemple), així com la producció d'energia, que al seu torn aporta encara més calor a l'estrella. Aquí, de manera simplificada, que explica els "colors" de les estrelles segons la seva massa.


Clic per engrandir. Evolució i mort dels estels: Diagrama de Hertzsprung-Russell (lluminositat en funció de la temperatura) que mostra la distribució dels estels segons la seva massa i edat. Crèdit: R. Powell 

Tanmateix, per a la mateixa massa inicial, una estrella pot variar de mida durant la seva evolució. En qualsevol estrella, arriba un moment en què el combustible (hidrogen) s'acaba (s'ha convertit en heli). Es produeix una profunda transformació de l'estrella. La combustió nuclear al centre de l'estrella s'atura per falta de combustible però s'encén en capes menys profundes, que s'han fet prou calentes.

Clic per engrandir. Evolució i mort dels estels: una altra versió del diagrama HR (Hertzsprung-Russell).

La mort d'una estrella

Llavors, l'estrella s'inflarà de manera desproporcionada i arribarà a l'estadi de gegant vermella (perquè durant aquesta expansió, la temperatura superficial disminueix). Aleshores es presentaran diversos casos, depenent de la massa inicial de l'estrella. Poc massiva, l'estrella acabarà expulsant les seves capes externes, deixant al descobert el cor de l'estrella encara calenta: estarem davant d'una nana blanca. Altres estrelles més massives encendran altres reaccions de fusió nuclear al seu centre: l'heli es transformarà en carboni, nitrogen, oxigen, i després en elements encara més complexos (silici, ferro, etc.). Aquestes reaccions aportaran energia a l'estrella durant un període força curt en comparació amb el període en què va treure la seva energia de l'hidrogen. Per a les estrelles que no són massa massives, això proporciona un descans abans del cessament final de les reaccions nuclears i una contracció i després un refredament ineluctable que passa per l'etapa de nana blanca.  

En el cas d'estrelles prou massives, l'estrella acabarà implosionant sota l'efecte de la seva pròpia gravetat (i donarà lloc a una supernova, un dels fenòmens més espectaculars de l'Univers) per manca d'energia per oposar-se a l'aixafament per la seva pròpia massa. Això donarà lloc a una estrella de neutrons (púlsar) o un forat negre, cadàvers estel·lars com nanes blanques (que a més s'ennegriran a mesura que es refredin amb el temps).

Són, doncs, aquestes estrelles massives les que acaben esclatant propagant-se al medi interestel·lar àtoms d'oxigen, carboni i altres elements que després formaran planetes al voltant d'estrelles de nova creació. Així que la nostra Terra i nosaltres mateixos som pols d'estrelles, com sovint han dit Hubert Reeves i altres astrofísics.


Clic per engrandir. La mort de les estrelles: Vista de nebulosa planetària, que malgrat el seu nom no té res a veure amb un planeta sinó que és el resultat de l'expulsió d'una estrella de les seves capes superficials al final de la seva vida. Crèdit: NASA, domini públic

Veure:

Capítol anterior: Estrelles: No totes les estrelles són iguals
Capítol següent: Durada de la vida de les estrelles (en preparació).

Ho he vist aquí.