Quants tipus d'estrelles hi ha?

Quants tipus d'estrelles coneixem i de quin n'és el Sol.

Clic a la imatge per engrandir. L'Observatori de Dinàmica Solar de la NASA va captar aquesta imatge del nostre Sol de 4.600 milions d'anys, una estrella de la seqüència principal. Els científics esperen que continuï sent-ho durant 5.000 milions d'anys més abans de convertir-se en una gegant vermella. Crèdit: NASA's Scientific Visualization Studio/SDO.

Les estrelles de l'univers varien en brillantor, mida, color i comportament. Alguns tipus es transformen en uns altres molt ràpidament, mentre que altres romanen relativament inalterats durant bilions d'anys.

Estrelles de la seqüència principal

Un estel normal es forma a partir d'un cúmul de pols i gas en una incubadora estel·lar. Al llarg de centenars de milers d'anys, el cúmul guanya massa, comença a girar i s'escalfa. Quan el nucli s'escalfa a milions de graus, es produeix la fusió nuclear. Aquest procés es produeix quan dos protons, els nuclis dels àtoms d'hidrogen, es fusionen per formar un nucli d'heli. La fusió allibera energia que escalfa l'estrella, creant una pressió que empeny contra la força de la gravetat. Ha nascut una estrella. Els científics anomenen estrella de seqüència principal una estrella que està fusionant hidrogen en heli al seu nucli. Les estrelles de seqüència principal són al voltant del 90% de la població estel·lar de l'univers. Varien en lluminositat, color i mida (des d'una dècima fins a 200 vegades la massa del Sol) i viuen entre milions i milers de milions d'anys.

Pels observadors d'estrelles

Moltes estrelles de la seqüència principal es poden veure a simple vista, com Sírius, l'estrella més brillant del cel nocturn, a la constel·lació septentrional de Ca Major. Rigil Kentaurus (més coneguda com a Alfa Centauri), a la constel·lació austral del Centaure, és l'estrella de seqüència principal més propera que es pot veure a simple vista.

Gegants vermelles

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta il·lustració mostra una estrella geganta vermella, com Betelgeuse o Antares. Crèdit: NASA Goddard Space Flight Center/Chris Smith (KBRwyle).

Quan una estrella de la seqüència principal amb una massa inferior a vuit vegades la del Sol es queda sense hidrogen al nucli, comença a col·lapsar-se perquè l'energia produïda per la fusió es l'única força que lluita contra la tendència de la gravetat a atraure la matèria. Però en comprimir el nucli també augmenten la seva temperatura i pressió, fins al punt que el seu heli comença a fusionar-se en carboni, que també allibera energia. La fusió de l'hidrogen comença a desplaçar-se cap a les capes exteriors de l'estrella i provoca la seva expansió. El resultat és una vermella gegant, d'aspecte més ataronjat que vermell. Amb el temps, la geganta vermella es torna inestable i comença a prémer, expandint-se periòdicament i expulsant part de la seva atmosfera. Finalment, totes les seves capes exteriors es desprenen, creant un núvol de pols i gas en expansió anomenada nebulosa planetària. El Sol esdevindrà una geganta vermella d'aquí a uns 5.000 milions d'anys.

Pels observadors d'estrelles

Arcturus, a la constel·lació boreal del Bover, i Gamma Crucis, a la constel·lació austral de Crux (la Creu del Sud), són gegants vermelles visibles a simple vista.

Nanes blanques

Clic a la imatge per engrandir. En aquesta recreació artística, un asteroide (a baix a l'esquerra) es trenca sota la poderosa gravetat de LSPM J0207+3331, la nana blanca més antiga i freda coneguda que està envoltada per un anell de runa polsosa. Crèdit: NASA Goddard Space Flight Center/Scott Wiessinger.

Quan una geganta vermella perd tota la seva atmosfera, només en queda el nucli. Els científics anomenen nana blanca aquest tipus de resta estel·lar. Una nana blanca sol tenir la mida de la Terra, però és centenars de milers de vegades més massiva. Una cullereta del seu material pesaria més que una camioneta. Una nana blanca no produeix calor pròpia, per això es refreda gradualment al llarg de milers de milions d'anys. Tot i el seu nom, les nanes blanques poden emetre llum visible que va del blanc blavós al vermell. De vegades, els científics descobreixen que les nanes blanques estan envoltades de discos polsegosos de material, runes i fins i tot planetes, restes de la fase de gegant vermella de l'estrella original. Dins d'uns 10.000 milions d'anys, després de la seva etapa de vermella gegant, el Sol es convertirà en una nana blanca.

Pels observadors d'estrelles

Les nanes blanques són massa febles per veure-les a simple vista, encara que algunes es poden trobar en sistemes binaris amb una estrella de seqüència principal fàcil de veure. Procyon B és un exemple a la constel·lació septentrional de Ca Menor. No obstant això, si tens un telescopi a casa, pots veure les nanes blanques solitàries LP 145-141 a la constel·lació austral de la Mosca i l'estrella de Van Maanen a la constel·lació septentrional de Peixos.

Estrella de neutrons

Clic a la imatge per engrandir. El púlsar Vela es troba al punt blanc circular del centre d'aquesta imatge captada per l'Observatori de Raigs X Chandra de la NASA. El púlsar es troba a més de 1.000 anys llum de distància, a la constel·lació meridional de Vela. Crèdit: NASA/CXC/Univ de Toronto/M. Durant et al.

Les estrelles de neutrons són restes estel·lars que contenen més massa que el Sol en una esfera tan ampla com l'illa de Manhattan de Nova York.

Una estrella de neutrons es forma quan una estrella de la seqüència principal, amb una massa entre 8 i 20 vegades la del Sol, es queda sense hidrogen al seu nucli (les estrelles més pesades produeixen forats negres de massa estel·lar). L'estel comença a fusionar heli amb carboni, com els estels de menor massa. Però aleshores, quan el nucli es queda sense heli, s'encongeix, s'escalfa i comença a convertir el seu carboni en neó, que allibera energia. Aquest procés continua a mesura que l'estrella converteix el neó en oxigen, l'oxigen en silici i, finalment, el silici en ferro. Aquests processos produeixen energia que evita el col·lapse del nucli, però cada nou combustible li dóna menys temps. Quan el silici es fusiona amb el ferro, l'estrella queda sense combustible en qüestió de dies. El pas següent seria fusionar el ferro en algun element més pesat, però fer-ho requereix energia en lloc d'alliberar-la. El nucli es col·lapsa i després recupera la mida original, creant una ona de xoc que recorre les capes exteriors de l'estrella. El resultat és una enorme explosió anomenada supernova. El nucli romanent és una estrella de neutrons super-densa.

Púlsars: Són un tipus d'estrelles de neutrons que giren ràpidament. A la superfície d'aquests objectes es formen punts calents de raigs X brillants. A mesura que giren, els punts apareixen i desapareixen com els raigs d'un far. Alguns púlsars giren més ràpidament que les aspes d'una batedora.

Magnetars: Totes les estrelles de neutrons tenen forts camps magnètics. Però el d'un magnetar pot ser 10 bilions de vegades més fort que el d'un imant de nevera i fins i tot mil vegades més fort que el d'una estrella de neutrons típica.

Pels observadors d'estrelles

Les estrelles de neutrons són massa febles per veure-les a simple vista o amb telescopis domèstics, encara que el telescopi espacial Hubble n'ha pogut captar algunes en llum visible. Els astrònoms les solen observar a través dels raigs X i l'emissió de ràdio.

Nanes vermelles

Clic a la imatge per engrandir. El nostre veí estel·lar més proper, mostrat aquí en aquesta imatge del Hubble, és la nana vermella Pròxima Centauri. Es troba a poc més de 4 anys llum de distància, a la constel·lació austral del Centaure. Crèdit: ESA/Hubble i NASA.

Les nanes vermelles són les estrelles més petites de la seqüència principal: només una fracció de la mida i la massa del Sol. També són les més fredes i el seu color és més ataronjat que vermell. Quan una nana vermella produeix heli a través de la fusió al seu nucli, l'energia alliberada porta material a la superfície de l'estrella, on es refreda i s'enfonsa de nou, portant un nou subministrament d'hidrogen al nucli. Gràcies a aquesta constant agitació, les nanes vermelles poden cremar tot el seu hidrogen durant bilions d'anys sense canviar la seva estructura interna, a diferència d'altres estrelles. Els científics creuen que algunes nanes vermelles de massa baixa, les que només tenen un terç de la massa del Sol, tenen una vida més llarga que l'edat actual de l'univers, fins a uns 14 bilions d'anys. A més, les nanes vermelles neixen més que les estrelles més massives. Per això, i perquè viuen tant de temps, les nanes vermelles constitueixen al voltant del 75% de la població estel·lar de la Via Làctia.

Pels observadors d'estrelles

Les nanes vermelles són massa febles per veure-les a simple vista. Però amb un telescopi d'afeccionat, és possible que puguis veure Lacaille 8760 a la constel·lació austral del Microscopi o Lalande 21185 a la constel·lació septentrional de l'Óssa Major.

Nanes marrons

Clic a la imatge per engrandir. La nana marró LSRJ1835+3259, en aquesta recreació artística, es troba a 20 anys-llum de distància a la constel·lació septentrional de la Lira. Crèdit: Chuck Carter i Gregg Hallinan/Caltech.

Les nanes marrons no són tècnicament estrelles. Són més massives que els planetes, però no tant com les estrelles. Solen tenir entre 13 i 80 vegades la massa de Júpiter. Gairebé no emeten llum visible, però els científics n'han observat algunes a l'infraroig. Algunes nanes marrons es formen de la mateixa manera que les estrelles de seqüència principal, a partir de cúmuls de gas i pols en nebuloses, però mai no arriben a la massa suficient per realitzar una fusió a l'escala d'una estrella de seqüència principal. D'altres es poden formar com a planetes, a partir de discos de gas i pols al voltant d'estrelles.

Pels observadors d'estrelles

Les nanes marrons són invisibles tant per a l'ull humà com per als telescopis domèstics.

Ho he vist aquí.

Dossier. La matèria fosca; 9 Detecció de matèria fosca

En aquest dossier es presenten les diferents pistes que porten a la hipòtesi de la matèria fosca, així com diverses propostes que s'han fet per intentar dilucidar-ne la naturalesa.

Un altre enfocament és suposar que l'Univers en realitat està ple de matèria fosca, i intenta detectar-ho. Això constitueix una intensa activitat de recerca.

Es poden distingir dos enfocaments:

 -  Detecció directa: instrumentem un bloc de matèria i esperem que vingui una partícula a interactuar.
 - Detecció indirecta: busquem al cel senyals anormals, que podrien provenir de la desintegració o aniquilació de partícules de matèria fosca.

Clic a l'imatge per engrandir. Observant el cel a la recerca de matèria fosca. Crèdit Robert, Fotolia

La recerca d'objectes compactes: microlents gravitacionals

D'alguna manera, moltes observacions del cel es poden considerar com cerques de matèria fosca, intentem detectar coses que no havíem vist abans. Per contra, un experiment que té com a finalitat declarada detectar matèria fosca pot ajudar a entendre millor certes característiques dels objectes astrofísics coneguts, alguns dels quals havien escapat a l'observació. Un exemple sorprenent és l'ús de microlents gravitacionals. Hem vist abans al dossier que el camp gravitatori d'un objecte (la lent) pot doblegar la trajectòria dels raigs de llum i canviar l'aspecte de la imatge d'un altre objecte situat darrere. Quan l'objecte-lent té massa de l'ordre d'una fracció de massa solar, l'efecte pot ser força espectacular: el flux lluminós de la imatge es pot amplificar pel pas de la lent, i això per un factor que pot arribar a diverses desenes.

Aquest fenomen és rar, i cal observar-ne milions d'estrelles si volem detectar alguns esdeveniments de microlent. Fins ara, això només ha estat possible en regions molt denses en estrelles: el centre galàctic i al núvols de  Magalhães, l'experiment AGAPE, (sigles en anglès de Galàxia d'Andròmeda i Experiment  dels píxels amplificats), amplia aquest mètode per aplicar-lo a la galàxia d'Andròmeda M31). Si la matèria fosca està formada per objectes compactes capaços de donar lloc a aquests esdeveniments de microlents gravitacionals, llavors podem calcular el nombre d'aquests esdeveniments que hauria d'induir la matèria fosca continguda a l'halo de la nostra galàxia.

Aquests esdeveniments es van observar efectivament, però en quantitat inferior a la prevista pels models. L'anàlisi precisa dels resultats indica que l'halo de la galàxia no pot estar format per més d'un 20% d'objectes amb masses incloses en 10 -6 i 1 massa solar. Aquest rang de massa cobreix tots els objectes de tipus nanes marrons, estrelles de poca massa.

Detecció directa

Si la nostra galàxia està envoltada per un halo de matèria fosca en forma de partícules, la Terra hauria de ser travessada permanentment per un corrent d'aquestes partícules. Aleshores hauríem de poder detectar-los directament, és a dir, destacar la seva interacció amb la matèria en un detector.

A aquest tipus d'investigació es dediquen diversos experiments. Una de les principals dificultats consisteix a reconèixer les eventuals partícules de matèria fosca entre els altres processos que poden conduir a un esdeveniment en el detector: radiació còsmica, una partícula de radioactivitat natural, etc. La primera precaució és blindar l'experiment i enterrar-lo sota terra (per protegir-se dels raigs còsmics). Aleshores, els esdeveniments procedents de la matèria fosca no tenen la mateixa probabilitat segons la temporada de l'any: la Terra gira al voltant del Sol que gira al voltant del centre galàctic. Allà la velocitat de la Terra en comparació amb l'halo de la galàxia difereix d'una estació a l'altra, i per tant s'hauria d'observar una variació anual del senyal de detecció directa.

Aquesta variació anual va ser anunciada l'any 1998, i confirmada regularment des de llavors, per la col·laboració DAMA ubicada a Grand Sasso (Itàlia). Tanmateix, aquest anunci encara troba un cert escepticisme dins de la comunitat científica, perquè altres experiments almenys tan sensibles (Edelweiss, per exemple) troben que el resultat anunciat per DAMA està exclòs.

 

Clic a l'imatge per engrandir. Vistes dels experiments CMS, Edelweiss, ZEPLIN, DAMA, HDMS, CRESST.

Detecció indirecta

Si l'Univers s'omple de partícules d'un nou tipus, es produeixen col·lisions de tant en tant, que poden provocar reaccions que les destrueixen, aniquilacions. Poden produir partícules de les quals coneixem les propietats i que sabem detectar: fotons, neutrins, electrons, positrons, protons i fins i tot antiprotons o antinuclis. Cal assenyalar immediatament que aquestes aniquilacions són rares, de manera que la producció de partícules que estem comentant aquí és un fenomen marginal.

Encara hauria d'existir, i hauríem de veure com aquestes partícules apareixen en regions de l'Univers on la matèria fosca és abundant. Concretament, aquests llocs són els centres de les galàxies i els centres de cúmul de galàxies, que contenen molta matèria fosca simplement perquè es van formar galàxies on la matèria fosca era abundant! També hi hauria d'haver una concentració força gran de matèria fosca al Sol i al nucli de la Terra, per una raó diferent: aquests objectes celestes poden capturar matèria fosca ambiental en el seu camp de llum gravetat. Finalment, si la matèria fosca es presenta en forma de grumolls, com hem suggerit anteriorment, aquests grumolls també són llocs on la concentració és especialment elevada.

L'estratègia de detecció indirecta consisteix a observar aquests llocs per intentar destacar un excés de partícules. Ràpidament ens adonem de la dificultat d'aplicar aquesta observació per destacar la matèria fosca: destacar la presència d'electrons al Sol o a les galàxies no és res extraordinari, és fins i tot molt banal, i caldrà molta persuasió per convèncer ningú que provenen de l'aniquilació de la matèria fosca!

La idea no és tan absurda però, perquè un pot interessar-se per partícules que a priori són més rares en el lloc on s'observa. Considereu diversos casos concrets:

Neutrins

Podem observar el Sol o les galàxies intentant capturar neutrins d'alta energia. Els neutrins emesos pel Sol, i les estrelles en general, durant les reaccions termonuclears, tenen una energia relativament baixa, i no es coneix cap procés que no sigui l'aniquilació de la matèria fosca que creï neutrins d'alta energia. Aquest és un dels objectius dels experiments Amanda i Antares, que constitueixen telescopis de neutrins.

Clic a l'imatge per engrandir. Amanda al pol sud, Antares al Mediterrani. Les línies de detectors es col·loquen en un medi transparent, gel en el primer cas, aigua en el segon.

Fotons gamma

L'aniquilació de la matèria fosca també podria produir fotons gamma d'alta energia. Les observacions de grans telescopis dedicats a l'observació en el domini gamma podrien proporcionar respostes importants.

Clic a l'imatge per engrandir. Els quatre telescopis Hess de Namíbia i el de 17 metres de Magic.

Positrons

L'aniquilació de partícules de matèria fosca també podria produir positrons, antipartícules dels electrons. Aquests positrons són força visibles a la galàxia, perquè al seu torn s'aniquilen quan troben electrons, produint fotons d'energia característica (una línia d'aniquilació a 511 keV). Aquesta línia d'aniquilació està ben observada, i fins i tot s'utilitza per produir mapes de positrons a la galàxia (vegeu imatge més avall). Els que no s'aniquilen també es poden detectar directament en instruments en òrbita (Egret). L'objectiu principal d'aquests instruments no és detectar matèria fosca, sinó (entre d'altres coses) mesurar la quantitat de positrons que se sap que estan presents, produïts pels molts fenòmens molt energètics de la Galàxia. Resulta que aquests dos instruments han detectat fluxos anormalment alts de positrons.

 

Clic a l'imatge per engrandir. Instrument Garceta (Egret) a bord del satèl·lit CGRO.

Clic a l'imatge per engrandir. El mapa de l'aniquilació de positrons obtingut mitjançant l'anàlisi de les dades preses pel satèl·lit Integral.

Antiprotons i antinuclis

Pel que fa als positrons, es dediquen diversos experiments a l'estudi dels antiprotons còsmics. Mesures molt precises de la quantitat d'antiprotons per sobre de l'atmosfera terrestre es van dur a terme per l'experiment de Bess, així com durant el vol de prova de l'experiment AMS a bord del transbordador espacial l'any 2002. Les mesures actuals estan totalment d'acord amb les quantitats previstes pels models que descriuen la producció d'aquests antiprotons. Això vol dir que si hi ha una contribució procedent de la matèria fosca, ha de ser prou feble per no competir amb la contribució "estàndard". Aquesta no observació, per dir-ho així, permet posar restriccions a les propietats de la matèria fosca, en excloure els models que conduirien a una producció excessiva d'antiprotons. Es fan estudis similars per als antinuclis més pesats, principalment l'antideuteri, que també va ser ben observat per AMS.

Clic a l'imatge per engrandir. Imatge artística de l'experiment AMS-01 a bord del transbordador espacial per al vol de prova el 1998.

Raigs còsmics d'alta energia

Hi ha un excés de partícules carregades d'alta energia en comparació amb les expectatives teòriques. Es desconeix la naturalesa d'aquestes partícules carregades, podrien ser protons, però també altres coses. Diversos experiments es dediquen a l'observació a gran escala d'aquests raigs còsmics, amb l'objectiu d'entendre la seva composició, el seu origen i potser la seva relació amb la matèria fosca.

Clic a l'imatge per engrandir. Vista d'un tanc de l'experiment Auger a la Pampa Argentina.

Veure:

Capítol anterior: 8 Testejar els models estàndards
Capítol següent: i 10 Conclusions

Ho he vist aquí.

Dossier. Estrelles: No totes les estrelles són iguals

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.

Quan observem les estrelles amb mitjans moderns, ens trobem davant de tota una varietat d'estrelles: petites, més grans, blaves, vermelles, blanques o grogues com el nostre Sol. Parlarem doncs de “nanes blanques”, o “gegants vermelles”.

Clic per engrandir. Perseu. Crèdit: NASA, JPL-Caltech, L. Cieza (Universitat de Texas a Austin), CC0

Ja intentem fer-nos una idea del que representen aquests termes. Comencem per la mida. Prenem com a referència el nostre bon vell Sol, en primer lloc perquè ens escalfa amb els seus raigs, i també perquè, al cap i a la fi, el Sol és una estrella bastant normal i bastant mitjana.

La mida del Sol com a referència

Per tant, per parlar de la mida d'una estrella, l'expressarem en funció de la del Sol, més precisament del seu radi R_o (que val, en unitats “humanes”, 700.000 quilòmetres). Una estrella gegant pot assolir mides de l'ordre de diverses desenes de radi solar (R_o), fins i tot uns centenars de R_o per a les més grans (Antares, una supergegant, arriba a 700 vegades el diàmetre del Sol). Per contra, les estrelles de la família del Sol tindran mides comparables, des d'una fracció de R_o fins a uns quants R_o. Les nanes blanques (un cas especial al qual tornarem) són molt petites, normalment cent vegades més petites que el Sol. Pel que fa al color, això és de fet una translació de la temperatura superficial.

Clic per engrandir. Mides respectives del Sol i de les gegants vermelles (o taronges). Crèdit: Viquipèdia. Domini públic.

El color de les estrelles: principalment diferències de temperatura

Tanmateix, en física les correspondències de colors són diferents de les de l'aixeta d'un bany: una estrella blava és calenta, una estrella vermella és (relativament) freda. A la superfície, les estrelles més calentes assoleixen els 20 o 30.000 graus, en comparació amb el nostre Sol la superfície del qual es troba al voltant dels 5.800 graus. Les estrelles més fredes baixen fins als 3 o 4.000 graus. Així, una gegant vermella típica serà una estrella la mida de la qual és unes deu vegades la del Sol mentre que la seva temperatura superficial és d'uns 4.000 graus. Una nana blanca estarà força calenta però la seva mida serà comparable a la de la Terra: uns quants milers de quilòmetres de diàmetre.

Per saber-ne més de les mides dels astres, feu un clic aquí.

Veure:

Capítol anterior: Estrelles: Presentació
Capítol següent: Evolució i mort de les estrelles

Ho he vist aquí.

Dossier Cosmologia 7: Univers: Què és la matèria fosca?

No, la Terra no és el centre de l’Univers. El Sol tampoc. El nostre planeta, la nostra galàxia són uns anònims perduts en la immensitat del cosmos. Descobriu aquí algunes nocions de cosmologia que us permetran comprendre millor quin és el nostre lloc a l’Univers.

El nostre Univers seria un "univers fosc", principalment dominat (al voltant del 70% del contingut global) per "energia fosca" i "matèria fosca" (aproximadament un 25%). La recerca de la matèria fosca o de la matèria fosca ja ha començat. Però, què és exactament?

Hem vist, als capítols anteriors d’aquest dossier, que el contingut de l’Univers no es limitava al que només s'ha revelat a l’ull nu o amb el telescopi (planetes, estrelles , galàxies ...). Tots aquests objectes astronòmics estan formats per "matèria visible". Però ara sabem que aquesta matèria visible és només una petita part de la matèria necessària per explicar tant la formació de grans estructures a l’Univers (galàxies, cúmuls ...) com la seva dinàmica.

Clic per engrandir. El telescopi Antares pretén detectar neutrins, possibles candidats

a matèria fosca. Està immers al Mediterrani, a prop de Toulon.
© François Montanet, CC by-sa 2.0

A més, el descobriment de l’acceleració de l’expansió de l’Univers requeriria l’existència d’una “energia fosca”, possible residu fòssil de les fases quàntiques de l’Univers.

Un univers fosc dominat en un 25% per la matèria fosca

L’objectiu permanent dels astrònoms és identificar amb la major precisió possible aquestes diverses aportacions. La imatge revelada per aquesta valoració exhaustiva del contingut còsmic "Matèria-Energia" és la d'un "univers fosc", principalment dominat (al voltant del 70% del contingut global) per "energia fosca" i "matèria fosca" (al voltant del 25%) (vegeu el diagrama següent)

Clic per engrandir. Avaluació del contingut "matèria energètica" de l'Univers. Aquest
contingut està dominat en un 70% per "energia fosca". El component "matèria"
està dominat per "matèria fosca". La matèria visible (gas, estrelles, galàxies, etc.)
només aporta al voltant d’un 5% amb la radiació. © Sci-Bit

Arribem doncs a la sorprenent conclusió que l’univers sensible als nostres sentits directes és només una part minúscula (5%) de l’univers real i que la matèria de la qual estem constituïts només és “l'escuma” d’un “oceà negre” les propietats precises de les quals encara s’han de descobert.

Quina és llavors, la naturalesa d’aquesta matèria fosca o matèria negra? La primera idea era, per descomptat, imaginar que es podia tractar d'una matèria "ordinària" (aquella que constitueix estrelles, galàxies, vida ...) però sota una forma on emetria poca o cap radiació, en cas contrari s'hauria detectat pels instruments existents. Per tant, aquesta matèria "ordinària fosca" ha de ser molt freda (per exemple, l'hidrogen molecular) o bé en forma d'objectes estel·lars gairebé o completament invisibles (com ara forats negres o "estrelles fallides").

Nanes marrons: matèria fosca sota la disfressa de MACHO?

A la dècada de 1990 es van fer importants esforços observacionals per determinar quina quantitat de "matèria fosca" s'amagaria en la forma més probable, la dels nanes marrons, també anomenades Macho (acrònim en anglès de objecte astrofísic compactes massiu de l'halo). Aquestes nanes marrons són estrelles molt fredes, fins i tot estrelles "fallides", és a dir massa poc massives per desencadenar reaccions nuclears dins d'elles.

Aquestes últimes, per exemple, podrien poblar en gran quantitat l’halo galàctic. En aquest cas, haurien d'estar en l'origen dels efectes (micro)-lents gravitacionals, amplificant la brillantor de les estrelles corrents de l'halo en el decurs de la seva incessant mútua ronda a la galàxia.

Com que l’efecte d’amplificació creat per un MACHO és molt feble i fugaç, és necessari per tenir una possibilitat de detectar-lo, observar milions d’estrelles normals durant molt de temps. Això és el que s’ha fet apuntant els telescopis durant anys, ja sigui cap al centre de la Via Làctia, cap als Gran Núvol de Magalhães, o cap a Andròmeda.

Aquestes campanyes d’observació, malgrat la seva dificultat, es van dur a terme i van confirmar que la contribució de les nanes marrons a la massa de l’halo es mantenia baixa (un pocs per cent) i insuficient per tenir en compte la corba de rotació de les espirals.

Wimp i neutrins

Ens veiem obligats, a recórrer a un altre tipus de matèria fosca, les WIMP (acrònim en anglès de partícules massives d'interacció feble). És a dir, considerar partícules no ordinàries i neutres com les partícules predites per les extensions del model estàndard de la física de partícules.

El neutrí, si fos massiu, constituiria un excel·lent candidat, tenint la particularitat de ser una partícula l'existència de la qual es demostra, ja que es detecta en acceleradors. Però ara està desqualificat, tant en l’aspecte físic de les partícules (amb una massa mesurada de zero o molt baixa) com en l’aspecte cosmològic, ja que queda exclòs per la seva incapacitat per assegurar la correcta cronologia en el mecanisme de formació de galàxies.

Les limitacions que proporciona la teoria sobre les característiques (massa, capacitat d’interacció) d’aquests Wimp encara no són prou importants. Intentar detectar aquestes partícules no deixa de ser un repte experimental extraordinari. Tanmateix, només una detecció efectiva serà una prova indiscutible de l'existència d'aquesta matèria i, a la vegada, permetrà conèixer la seva naturalesa.

Un mètode directe consisteix a intentar capturar aquestes partícules al laboratori, amb un detector adequat. La dificultat prové del fet que, per definició, són neutres i són molt poc interactives. Una altra dificultat una vegada més és que els camps d’exploració de les seves característiques, previstes per models teòrics, són immensos.

En conseqüència, tot i que a priori molt nombroses a l'halo fosc de la nostra galàxia, la Via Làctia (d’uns quants centenars a diverses desenes de milers per cm³ , segons la seva massa), dins de la que aquests Wimp transitarien al voltant de 300 km/s, el nombre d'interaccions que tindrien amb un detector adequat col·locat a la Terra, està limitat a unes quantes unitats al dia per 1 kg d'aquest detector.

A més, aquests possibles esdeveniments s’amaguen entre els “paràsits” creats per les interaccions d’altres partícules existents (com els rajos còsmics constituïts de protons o nuclis atòmics presents al medi intergalàctic) amb instruments. Per tant, és necessari construir grans instruments per augmentar la possibilitat de detectar i situar aquests detectors de matèries fosques dins de mines, túnels profunds o fins i tot al fons del mar.

Neutralí, el candidat favorit per a la matèria fosca

El candidat actualment "favorit" per a la matèria fosca és el neutralí, la partícula més lleugera que prediuen els models de física de partícules coneguts com a "models super-simètrics". Aquests models van més enllà del model estàndard simplificant la visió del nostre món físic a costa de la presència de moltes partícules noves associades a les ja conegudes.

Aquestes noves partícules, si existeixen realment, podrien quedar atrapades al centre d’objectes celestes massius com la Terra o el Sol. Si, dins d’aquestes astres la seva densitat és suficient, aquestes partícules es podrien aniquilar entre elles (la anti-partícula del neutralí és el neutralí en si), donant lloc a altres partícules energètiques incloses els neutrins.

Aquests neutrins, procedents del centre de la Terra o del Sol, podrien ser detectats per un telescopi especialitzat anomenat Antares que, situat al fons del mar, "mira" cap al centre de la Terra.

Clic per engrandir. Antares és un telescopi de neutrins situat a 2.400 metres de profunditat.
Ocupa una superfície d’uns 0'1 km². En el futur se substituirà per un detector de mida
quilomètrica al Mediterrani. El diagrama mostra les 12 línies de fotomultiplicadores (PMT)
desplegades a 40 quilòmetres de la costa. © CPPM

Antares, un telescopi de neutrins submarí

Antares és, de fet, un telescopi de neutrins subaquàtic que funciona al Mediterrani davant de la costa de Toulon (França), a 2.400 metres de profunditat. Detectarà neutrins produïts o bé per estrelles molt energètiques com els microquasars, les restes de les supernoves o els nuclis actius de galàxies o esdeveniments resultants de la interacció de neutrins molt energètics procedents de l’aniquilació de la matèria fosca formada per neutralins.

La unitat bàsica del detector és un mòdul òptic format per un fotomultiplicador, diversos
dispositius i la electrònica associada. El conjunt s’instal·la en esferes de vidre resistents
a la pressió (250 bars). © DR 

Per detectar la matèria fosca, no es detecta directament el neutrí resultant de l’aniquilació. Aquest neutrí que ha travessat la terra interactua amb la matèria produint una altra partícula (el muó). Aquest últim produeix, quan es propaga en aigua, una radiació lumínica de Txerenkov mesurada pels fotomultiplicadors.


- Capítol anterior: L’Univers, un sistema quàntic?
- Capítol següent: Univers: la cerca de l’energia fosca 

Autor de l'original: Alain Mazure, astrofísic
Ho he vist aquí