Quan morirà el Sol?

Mort del Sol: quan i com tindrà lloc la fi de la nostra estrella?

Descobreix el destí inevitable del Sol, l'estrella crucial que va permetre l'aparició de la vida a la Terra. A la venerable edat de 4.600 milions d'anys, aquí tens una idea de com podria ser la fi de la nostra estrella

Clic a la imatge per engrandir. Il·lustració d'una gegant vermella. El Sol tindrà aquest aspecte d'aquí a uns cinc mil milions d'anys. Crèdit: NASA 

Per a les estrelles, la seva longevitat està determinada per la seva massa. Com més massives són, més curta és la seva vida, que dura només uns pocs milions d'anys abans d'acabar finalment en un violent espectacle de focs artificials còsmics, una supernova.

Quan morirà el Sol?

Per al nostre Sol, serà diferent. La nostra estrella és un nana groga que, per la seva massa (encara 330.000 vegades la de la Terra), té una esperança de vida d'un total d'aproximadament 10.000 milions d'anys. On som ara? Bones notícies per a la vida a la Terra: actualment només té 4.600 milions d'anys i, per tant, hauria de continuar brillant durant cinc mil milions d'anys més, segons estimacions dels astrònoms.

No obstant això, encara haurem de considerar la possibilitat de traslladar-nos, perquè la Terra esdevindrà inhabitable en menys de mil milions d'anys, malgrat la situació actual d'escalfament global (en curs). Per què? Perquè la brillantor del Sol continuarà creixent aproximadament un 10% cada mil milions d'anys. Així, el nostre planeta blau i suau es convertirà gradualment en un forn, potser reflectint l'infern que actualment regna sobre el nostre veí Venus.

La zona habitable del nostre sistema solar per tant, canviarà. A més, podem imaginar que l'Homo Sapiens haurà migrat a Mart, que s'haurà tornat més suau. Però si això passés, no duraria gaire. Així doncs, potser hauríem de dirigir-nos cap a altres estrelles, si és que realment l'espècie humana hauria de tenir, per llavors, els mitjans per poder fer-ho.

Clic a la imatge per engrandir. La Nebulosa de la Lira, també coneguda com la de l'Anell o Messier 57 (M57), una de les nebuloses planetàries més famoses, fotografiada pel Hubble. L'estrella que va donar lloc a aquest embolcall de gas i pols força lluminós devia ser lleugerament més massiva que el Sol. Crèdit: NASA.

Què passarà quan el Sol mori?

Amb el temps, la reserva d'hidrogen, l'energia que el Sol va acumular en el seu naixement s'esgotarà. Malgrat la seva massa relativament petita, l'estrella s'ha mantingut durant milers de milions d'anys en un estat d'equilibri entre la gravetat i la radiació (resultant de la fusió d'hidrogen). Però arribarà un dia en què el combustible s'esgotarà.

Al cor de l'estrella regnarà llavors un nucli d'heli (creat per la fusió d'hidrogen) que col·lapsarà sobre si mateix. La temperatura augmentarà a mesura que es comprimeix, alliberant energia que empenyerà les capes externes del Sol. Durant només uns cinc milions d'anys, l'estrella creixerà considerablement fins a convertir-se en el que els astrofísics anomenen gegant vermella. Vermella, perquè la temperatura de la seva superfície baixarà (fins a 3.000 K). El seu radi augmentarà aleshores dels aproximadament 700.000 quilòmetres actuals a més de 170 milions de quilòmetres, segons un estudi publicat el 2008! En altres paraules, Mercuri, Venus i la Terra quedaran atrapades a dins, o millor dit, seran polvoritzades (a menys que...orbitin (La mesura en què el nostre planeta és repel·lit dependrà de la massa perduda per la gegant vermella). Comprimit, el nucli d'heli s'escalfa i arriba a una temperatura de 100 milions de graus. En aquestes condicions, l'heli pot començar a forjar-se...carboni. Això serà llavors el "flaix d'heli". Però això no durarà gaire. I no anirà més enllà perquè la massa restant del Sol no serà suficient per assolir els 600 milions de graus al seu centre, la temperatura necessària per encendre el nucli de carboni. Al seu voltant, l'hidrogen i l'heli cremaran durant uns quants milers d'anys, cosa que farà que la nostra estrella es peli i que les seves capes exteriors s'expandeixin encara més.

El Sol i el tràgic final de la Terra. Crèdit: Wikicommons CC

Finalment, en no tenir prou radiació per contrarestar-la, la gravetat prevaldrà. El nucli restant de la nostra estrella es contraurà i es convertirà en una nana blanca, un cos de la mida de la Terra, extremadament dens i calent (al voltant de 30.000 °C). Mentrestant, les capes exteriors, massa llunyanes, es dissiparan a l'espai. Durant uns 10.000 anys, l'embolcall brillarà des de dins, brillant intensament a la llum de llar de foc. La regió central encara estarà calenta. Això crearà una nebulosa planetària (el nom, enganyós, prové de les seves formes rodones, tal com va observar William Herschel. Es farà visible des d'altres sistemes planetaris, com els que es poden distingir amb els nostres telescopis. Entre els més famosos, esmentem M57, la nebulosa de l'Anell, o fins i tot M27. Podran els nostres descendents exiliats observar les restes del Sol al voltant del qual va florir la vida? Un estudi publicat el maig de 2018 va revelar,  mitjançant models d'evolució estel·lar, que sí. A causa de la seva massa, el Sol es troba just al límit de lluminositat, la nebulosa planetària, per tant, seria visible, però molt tènue.

I després què? Serà realment el final? No. El nucli ardent trigarà milers de milions d'anys a refredar-se i convertir-se en una nana negra. Mentrestant, el Sol encara té un futur brillant per davant.

Ho he vist aquí.

Una imatge nova de trinca del Webb!

El que sembla un cervell (amb el que semblen ser els hemisferis esquerre i dret) és en realitat una estrella moribunda que expulsa una closca de gas i, dins d'aquesta closca, un núvol de diversos gasos. La franja fosca que divideix els costats del «cervell» podria estar relacionada amb un flux de material de l'estrella central.

El Webb ha capturat dues imatges d'aquesta nebulosa. La imatge en infraroig proper (primera diapositiva) mostra més estrelles, així com galàxies de fons. En l'infraroig mitjà (segona diapositiva), la pols còsmica brilla de manera més prominent.

Dues imatges de la mateixa nebulosa mostren com de diferent es veu en el proper infraroig (diapositiva 1) en comparació amb la llum d'infraroig mitjà (diapositiva 2)

Clic a la imatge per engrandir. Imatge del instrument NIRCam del James Webb. En el proper infraroig, la bombolla exterior de la nebulosa té un contorn blanc i els seus núvols interiors són de color taronja, amb una franja fosca ben definida que talla verticalment pel centre. Les estrelles i les galàxies de fons apareixen al voltant de la nebulosa i a través de la bombolla exterior. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI; Processament de la imatge: Joseph DePasquale (STScI)

Clic a la imatge per engrandir. Imatge del instrument MIRI del James Webb. En l'infraroig mitjà, la bombolla exterior té un to blavós i hi ha més material als núvols interiors, que tenen un color blanc pàl·lid. La franja fosca vertical encara hi és, però està més interrompuda i coberta pels núvols. Sembla que material erupciona per la part superior de la nebulosa, i aquest efecte es reflecteix, encara que en menor grau, a la part inferior, al costat oposat. Crèdit de la imatge: NASA, ESA, CSA, STScI; Processament de la imatge: Joseph DePasquale (STScI)

El que passarà a continuació amb aquesta estrella dependrà de la seva massa, que encara no s'ha determinat. Si és una estrella de massa alta, explotarà en una supernova. Si és menys massiva i més semblant al Sol, continuarà perdent capes fins que només en quedi el nucli com una nana blanca densa.

Ho he vist aquí.

Detectada la llum de major energia mai observada procedent de Júpiter

Clic a la imatge per engrandir. La part meridional de Júpiter es mostra en aquesta imatge de la missió Juno de la NASA. Noves observacions de NuSTAR de la NASA revelen que les aurores a prop d'ambdós pols del planeta emeten raigs X d’alta energia, que es produeixen quan les partícules accelerades reben col·lisions amb l’atmosfera de Júpiter. Crèdits: Imatge millorada per Kevin M. Gill (CC-BY) a partir d’imatges proporcionades per NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS.

Les aurores del planeta són conegudes per produir llum de raigs X de baixa energia. Un nou estudi finalment revela raigs X d’energia més alta i explica per què van passar desapercebuts per una altra missió fa 30 anys.

Científics han estat estudiant Júpiter de prop des de la dècada dels setanta, però el gegant gasós encara és ple de misteris. Noves observacions de la nau observatori espacial NuSTAR de la NASA han revelat la llum d’energia més alta mai detectada de Júpiter. La llum, en forma de raigs X que NuSTAR pot detectar, és també la llum d’energia més alta mai detectada per a un planeta del sistema solar que no és la Terra. Un article a la revista Nature Astronomy informa del descobriment i resol un misteri de dècades: per què la missió Ulysses no va veure raigs X quan va passar per Júpiter el 1992.

Els raigs X són una forma de llum, però amb energies molt més altes i longituds d’ona més curtes que la llum visible que els ulls humans poden veure. L’observatori de raigs X Chandra de la NASA i l’observatori XMM-Newton de l’ESA han estudiat tant raigs X de baixa energia de les aurores de Júpiter, espectacles de llum a prop dels pols nord i sud del planeta que es produeixen quan els volcans de la lluna de Júpiter Io expulsen ions cap al planeta, fet que el fort camp magnètic de Júpiter accelera cap als pols i els colpeja amb l’atmosfera, alliberant energia en forma de llum.

Els electrons de Io també són accelerats pel camp magnètic del planeta, segons les observacions de la sonda espacial Juno de la NASA, que va arribar a Júpiter el 2016. Els investigadors sospitaven que aquestes partícules haurien de produir raigs X d’energia encara més alta dels que van observar Chandra i XMM-Newton, i NuSTAR (abreviatura de Nuclear Spectroscopic Telescope Array, en català; Conjunt de telescopis espectroscòpics nuclears) és la primera tècnica en confirmar aquesta hipòtesi.

Clic a la imatge per engrandir. NuSTAR va detectar raigs X d’alta energia a partir de les aurores prop dels pols nord i sud de Júpiter. NuSTAR no pot localitzar la font de la llum amb alta precisió, però només pot saber que la llum prové de algun lloc de les regions de color porpra. Crèdits: NASA/JPL-Caltech, infografia en català: Sci-Bit

"És força desafiant perquè els planetes generin raigs X en el rang que detecta NuSTAR", va dir Kaya Mori, astrofísic de la Universitat de Columbia i autora principal del nou estudi. “Però Júpiter té un camp magnètic enorme, i està girant molt ràpidament. Aquestes dues característiques signifiquen que la magnetosfera del planeta actua com un accelerador de partícules gegant, i això és el que fa possibles aquestes emissions d’energia més alta”.

Els investigadors van afrontar múltiples obstacles per fer la detecció de NuSTAR: per exemple, les emissions d’energia més alta són significativament més febles que les de menys energia. Però cap dels desafiaments pot explicar la no detecció per part de Ulysses, una missió conjunta entre la NASA i l’ESA que era capaç de percebre raigs X d’energia més alta que NuSTAR. La nau espacial Ulysses es va llançar el 1990 i, després de diverses extensions de missió, va funcionar fins al 2009.

La solució a aquest enigma, segons el nou estudi, rau en el mecanisme que produeix les raigs X d’alta energia. La llum prové dels electrons energètics que Juno pot detectar amb el seu Jovian Auroral Distributions Experiment (JADE) i l’Instrument Detector de Partícules Energètiques de Júpiter (JEDI) en anglès Jupiter Energetic-particle Detector Instrument, però hi ha múltiples mecanismes que poden fer que les partícules produeixin llum. Sense una observació directa de la llum que emeten les partícules, és gairebé impossible saber quin mecanisme és responsable.

Nous capítols
 

A la Terra, els científics han detectat raigs X a les aurores terrestres amb energies encara més altes que les que NuSTAR va observar a Júpiter. Però aquestes emissions són extremadament febles, molt més febles que les de Júpiter, i només es poden detectar amb petits satèl·lits o globus de gran altitud que s'acosten molt als llocs de l'atmosfera on es generen aquests raigs X. Similarment s'han observat aquestes emissions a l'atmosfera de Júpiter que requereixen Instruments de alta sensibilitat a prop del planeta com els que portava Ulysses a la dècada de 1990.

"El descobriment d'aquestes emissions no tanca el cas, sinó que obre un nou capítol", afirma William Dunn, investigador de l'University College de Londres i coautor de l'article. "Encara tenim moltes preguntes sobre aquestes emissions i les fonts. Sabem que els camps magnètics giratoris poden accelerar les partícules, però no entenem completament com arriben a velocitats tan altes a Júpiter. Quins processos fonamentals produeixen de manera natural partícules tan energètiques?".

Els científics també esperen que l'estudi de les emissions de raigs X de Júpiter els ajudi a comprendre objectes encara més extrems del nostre univers. NuSTAR sol estudiar objectes fora del nostre sistema solar, com ara estrelles en explosió i discos de gas calent accelerats per la gravetat de forats negres massius.

El nou estudi és el primer exemple en què els científics han pogut comparar les observacions de NuSTAR amb les dades obtingudes a la font dels raigs X (per Juno). Això ha permès als investigadors comprovar directament les hipòtesis sobre l'origen d'aquests raigs X d'alta energia. Júpiter també comparteix una sèrie de similituds físiques amb altres objectes magnètics de l'univers; magnetars, estrelles de neutrons i nanes blanques, però els investigadors no comprenen del tot com s'acceleren les partícules a les magnetosferes d'aquests objectes i emeten radiació d'alta energia. En estudiar Júpiter, els investigadors poden desvetllar detalls de fonts llunyanes que encara no podem visitar.

Ho he vist aquí.

Quines són les estrelles més brillants del cel?

Clic a la imatge per engrandir. Les constel·lacions icòniques del cel d'hivern sobre l'horitzó occidental i nord-oest. Sírius, l'estrella més brillant del cel, és visible a l'esquerra. Betelgeuse, a Orió (visible a la dreta de Sírius), és la novena estrella més brillant. Rigel, també a Orió (aquí sota l'horitzó) és la sisena estrella més brillant del cel de la Terra. Crèdit: Sebastian Voltmer, Fotolia.

 

 La contaminació lumínica extingirà les estrelles?  En poques dècades, la llum artificial s'ha convertit en una causa de contaminació. No només amenaça amb extingir les nostres estrelles. Però també té un impacte important en la biodiversitat. Sobretot perquè aviat ja no podria venir exclusivament de terra. Crèdit: Futura Planète.

[Text vídeo: La contaminació lumínica extingirà les estrelles? Una mica com els diamants, pensem que les estrelles son eternes. Però avui la contaminació lumínica amenaça d'apagar la seva brillantor, en particular, per l'enllumenat públic de les grans ciutats. Més del 80% de la població mundial està privada ara del meravellós espectacle d'una nit fosca i estrellada. A Europa i als Estats Units, el cel del 99% de la població a agafat un tint ataronjat, com d'un crepuscle permanent. Al 2009 la contaminació lumínica passa a ser a França una molèstia mediambiental social. Sense parlar del sobre-consum elèctric que això representa. La contaminació lumínica afecta a la biodiversitat: Desorienta a les tortugues marines, desestabilitza als pol·linitzadors nocturns com els ratpenats, desvia les aus migratòries. També afavoreix a certes flors a l'autofecundació i retarda la pèrdua de fulles dels arbres.

La contaminació lumínica pertorba també el nostre cicle hormonal i el nostre son, fent créixer els risc de tenir càncer. Una situació que podria empitjorar amb la multiplicació de bombetes led, que emeten una llum blava a la que els humans som molt sensibles. I amb l'augment constant de la superfície del planeta il·luminada artificialment: més d'un 2,2% anual entre 2012 i 2016, amb una intensitat que augmenta en paral·lel en més d'un 1,8%.

Niue, un petita illa del sud de l'Oceà Pacífic, el Pic de Midi als Pirineus, i també el Parc Nacional del Mont Mégantic, tots aquest llocs tenen en comú un estatut com a Reserva Internacional de Cel Estrellat (Dark-Sky Preserve), un estatut concedit per la qualitat de les seves nits i les polítiques de lluita contra la contaminació lumínica que es realitzen. Perquè de solucions n'hi han: Un enllumenat públic suau i raonable, orientat cap al terra i limitat a certs llocs i horaris, podria ajudar a disminuir d'un 25% a un 75% les molèsties!

 

Però hi ha alguns projectes que amenacen d'enterbolir aquestes mesures: La start-up russa StartRocket que s'ha de tenir en compte, ja que vol transformar el cel estrellat en un plafó publicitari gegant, gràcies a satèl·lits de la mida d'una caixa de sabates!, igualment el de la societat japonesa ALE, que preveu provocar pluges d'estels artificials. O també el posat en marxa per la societat americana SpaceX: La superfície dels satèl·lits Starlink reflectant la llum del Sol, afectarien a les observacions dels telescopis terrestres "Zero preocupacions, és la meva predicció. Prendrem mesures correctores si estem per sobre del zero", diu Elon Musk fundador de SpaceX. Malgrat el discurs tranquil·litzador d'en Elon Musk, i dels assaigs implementats per SpaceX per enfosquir els satèl·lits, els astrònoms planejent presentar una denúncia davant la Cort Internacional de Justícia per atemptat al patrimoni mundial].

A ull nu, els humans poden veure fins a 3.000 estrelles en condicions òptimes (cel clar, sense contaminació lumínica). Entre elles, estrelles molt brillants de diferents colors. Alguns són més visibles que altres perquè estan més a prop o perquè desprenen molta calor. Descobriu les estrelles més brillants del cel de la Terra.

L'estrella més brillant del cel és, per descomptat, el Sol, la més propera a nosaltres (150 milions de quilòmetres, o 8 minuts llum) i la que gira la Terra. Però, a part del Sol, que s'ha tornat tan familiar que gairebé ens oblidem d'incloure'l en el rànquing de les estrelles més brillants, quines irradien més al cel de la Terra?

Sírius "el foc", l'estrella més brillant del cel

Tant al cel del nord com al del sud, Sírius es troba al primer graó del podi. Impossible perdre'l en una tarda preciosa.hivern, brilla amb tots els colors per sobre de l'horitzó sud, a la constel·lació del Ca Major. Per sobre d'ella, el caçador Orió que ella acompanya. El seu nom grec Seiros significa "l'ardent". De fet, a l'antiguitat, el seu ortus helíac (abans de la sortida del sol) va coincidir amb el solstici d'estiu, els dies més calorosos de l'any a Egipte i el moment en que el Nil estava en inundació. Molt important per als antics egipcis, l'estrella, associada a la deessa Isis, també va marcar l'inici de l'any. L'expressió "onada de calor" prové del llatí canícula (gosset) en concordança amb la presència de l'estrella durant els períodes d'alta calor.

Clic a la imatge per engrandir. Sírius, l'estrella més brillant del cel. Crèdit: Akira Fuji

La brillant Sírius mostra una magnitud aparent de -1,46. A només 8,6 anys llum de distància, és la cinquena estrella més propera al nostre sistema solar.  Alpha Canis Majoris (α Canis Majoris) és una estrella doble. Però el seu company és impossible de distingir a l'ull nu. Amb el doble de masses del Sol, Sírius A domina Sírius B, que per la seva banda, és una nana blanca la resta d'un sol, la primera que s'ha descobert.

La segona estrella més brillant del cel

Canopus és la segona estrella més brillant del cel. La seva magnitud aparent és de -0,72. Es troba aproximadament a 36° al sud de Sírius, a la constel·lació de la Quilla. Per veure-ho, a l'hemisferi nord, ha de ser inferior a 37° latitud. L'estrella era adorada pels antics egipcis. Estrella super gegant i de color groc-blanc i a uns 310 anys llum de distància, Canopus és 65 vegades més gran que el nostre Sol (al centre del Sistema Solar, s'estendria fins a tres quartes parts del Sol a Mercuri) i 15.000 vegades més brillant que ell (si la poguéssim veure de prop).

Fem zoom sobre Sírius A i el seu acompanyant, la nana blanca Sírius B. Crèdit: ESA, Hubble, Akira Fujii, DSS2

Les 10 estrelles més brillants del cel

Aquí teniu les 10 estrelles més brillants del cel, a part del Sol, i les constel·lacions a les quals pertanyen, la seva magnitud aparent i la seva distància a la Terra.

- Sírius. Constel·lació: Ca Major (especialment visible al vespre a l'hivern); distància: 8,6 anys llum; magnitud aparent: -1,46.

- Canopus. Constel·lació: La Quilla; distància: 310 anys llum; magnitud aparent: -0,72.
- Arcturus. Constel·lació: Bover (especialment visible al vespre a l'estiu); distància: 36 anys llum; magnitud aparent: -0,04.
- Alpha Centauri (més precisament  Alpha Centauri A ). Constel·lació: Centaure; distància: 4,3 anys llum; magnitud aparent: -0,01.
- Vega. Constel·lació: Lira (especialment visible al vespre a l'estiu); distància: 25 anys llum; magnitud aparent: +0,03.
- Rigel. Constel·lació: Orió (especialment visible al vespre a l'hivern); distància: 630 anys llum; magnitud aparent: +0,12.
- Proció. Constel·lació: Ca Menor (especialment visible al vespre a l'hivern); distància: 11 anys llum; magnitud aparent: +0,38.
- Achernar. Constel·lació: Eridà; distància: 139 anys llum; magnitud aparent: +0,54.
- Betelgeuse. Constel·lació: Orió (especialment visible al vespre a l'hivern); distància: 500 anys llum; magnitud aparent: +0,56.

Ho he vist aquí.

Una supernova que brilla en la foscor

Quan el romanent de supernova SN 1006 va aparèixer per primera vegada al cel l'any 1006 de la nostra era, era molt més brillant que Venus i visible durant el dia durant setmanes. Des d'aquell moment, va ocupar els cors dels astrònoms de tot el món; ha estat estudiada des de terra i des de l'espai moltes vegades.

En aquesta imatge, les dades visibles, de ràdio i de raigs X es combinen per oferir-nos aquesta vista blava (i vermella) de l'embolcall complet del romanent: el camp de runes que es va crear quan una estrella nana blanca va explotar i va enviar material a tota velocitat cap a l'espai.

Clic a la imatge per engrandir. Aquest romanent de supernova sembla una bombolla plena de núvols blaus i vermells de pols i gas, flotant al mig d'un milió d'estrelles. Aquestes estrelles són visibles al voltant de la bombolla i fins i tot poden veure's a través d'ella. Crèdit: NASA, ESA i Z. Levay (STScI).

Els científics creuen que SN 1006 és una supernova de tipus Ia. Aquest tipus de supernova es produeix quan una nana blanca no deixa escapar una altra estrella: o bé extreu massa massa d'una estrella companya i explota, o bé es fusiona amb una altra nana blanca i explota. Comprendre les supernoves de tipus Ia és especialment important perquè els astrònoms utilitzen les observacions d'aquestes explosions en galàxies llunyanes com a fites per marcar l'expansió de l'univers.

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C86

Caldwell 86 és una autèntica relíquia còsmica amb la sorprenent edat de 13.400 milions d'anys.

Feu clic a la imatge per ampliar-la. Caldwell 86 és un dels cúmuls globulars més propers a la Terra. La seva proximitat, combinada amb l'aguda visió del Hubble, va permetre als astrònoms mesurar l a paral·laxi del cúmul, és a dir, quant sembla moure's al cel quan la Terra viatja d'una banda a l'altra del Sol. Crèdit: NASA, ESA, T. Brown i S. Casertano (STScI); Agraïments: J. Anderson (STScI).

Els cúmuls globulars són antigues col·leccions de centenars de milers a milions d'estrelles centellejants. Caldwell 86 és un dels cúmuls globulars més propers a la Terra. La seva proximitat, combinada amb l'aguda visió del Hubble, va permetre als astrònoms mesurar el paral·laxi del cúmul, és a dir, quant sembla moure's al cel quan la Terra viatja d'una banda a l'altra del Sol. Això mai no s'havia aconseguit abans per a un cúmul globular, i va proporcionar una mesura precisa de la distància de C86 a la Terra: 7.800 anys llum. En conèixer la distància del cúmul i les propietats de les estrelles, els astrònoms van poder determinar l'edat del cúmul, descobrint que Caldwell 86 és una autèntica relíquia còsmica amb la sorprenent edat de 13.400 milions d'anys. L'univers va néixer fa uns 13.800 milions d'anys, fet que converteix les estrelles de Caldwell 86 en les primeres colonitzadores de la nostra galàxia.

Feu clic a la imatge per ampliar-la. El Hubble va captar aquest primer pla de les estrelles de Caldwell 86 utilitzant l'Advanced Camera for Surveys (ACS) el 2005. Aquestes observacions van ajudar els astrònoms a identificar nanes blanques (les restes calcinades d'estrelles que una vegada van ser normals) a Caldwell 86 i van indicar que les nanes blanques són expulsades del nucli del cúmul quan es formen. NASA, ESA, i H. Richer (University of British Columbia)

Les estrelles velles que poblen Caldwell 86 i altres cúmuls globulars tendeixen a ser pobres en elements diferents de l'hidrogen i l'heli. No són bones candidates per a sistemes estel·lars que puguin albergar vida, perquè els planetes, que es construeixen a partir de roques i metalls, no és probable que es formin en cúmuls globulars. Els elements més pesants, constructors de planetes i de vida, es fabriquen al cor de les estrelles massives i es reciclen al cosmos quan moren en explosions de supernova. Les generacions posteriors d'estrelles, com el nostre Sol, poden beneficiar-se d'aquests materials reciclats.

En aquesta imatge del Hubble, que és una composició d'exposicions adquirides per l'Advanced Camera for Surveys el 2005 i el 2006, les estrelles blaves tenen altes temperatures, mentre que les vermelles són més fredes. La imatge mostra una àrea d'uns 15 anys llum de diàmetre, que cobreix la part central del cúmul.

També catalogat com a NGC 6397, C86 té una magnitud de 5,7, cosa que facilita la seva observació amb prismàtics. En cels foscos, els observadors més espavilats poden fins i tot distingir-lo sense cap mena d'ajuda. La visió és espectacular amb un telescopi de mida mitjana, ja que el cúmul es resol en estrelles de brillantor variable. C86 està situat a la constel·lació de l'Altar, per la qual cosa és més visible des de l'hemisferi sud a l'hivern, encara que els observadors de l'hemisferi nord situats a latituds baixes el poden veure just per sobre de l'horitzó sud a l'estiu. El cúmul va ser descobert per l'astrònom francès Nicolas-Louis de Lacaille el 1751 durant una expedició al Cap de Bona Esperança, a Sud-àfrica.

C86 a la web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del bloc

El Hubble observa estrelles i una cinta en focs artificials celestes

Una delicada cinta de gas flota inquietantment a la nostra galàxia. Un estel d'una nau extraterrestre? Un raig d'un forat negre? En realitat, aquesta imatge, presa pel telescopi espacial Hubble de la NASA, és una secció molt prima d'un romanent de supernova causat per una explosió estel·lar ocorreguda fa més de 1.000 anys.

Al voltant del 1 de maig de 1006 dC, observadors d'Àfrica, Europa i l'Extrem Orient van presenciar i registrar l'arribada de la llum del que avui es coneix com a SN 1006, una tremenda explosió de supernova causada per l'agonia final d'una estrella nana blanca situada a gairebé 7.000 anys llum de distància. La supernova va ser probablement l'estrella més brillant mai vista pels humans, i va superar Venus com l'objecte més brillant del cel nocturn, només superat per la Lluna. Va ser visible fins i tot durant el dia durant setmanes, i va romandre visible a simple vista durant almenys dos anys i mig abans d'esvair-se.

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge és un compost d'observacions en llum d'hidrogen preses amb l'Advanced Camera for Surveys (Càmera Avançada per Sondejos) del Hubble al febrer de 2006 i d'observacions amb la Wide Field Planetary Camera 2 (Càmera Planetària i de Gran Camp 2) en llum blava, groc-verd i infraroja propera preses a l'abril de 2008. romanent de supernova, visible només al filtre de llum d'hidrogen, se li va assignar un to vermell a la imatge en color de l'Heritage. Crèdit: NASA, ESA i l'equip del Hubble Heritage (STScI/AURA). Agraïments: W. Blair (Universitat Johns Hopkins).

No va ser fins a mitjans de la dècada de 1960 quan els radioastrònoms van detectar per primera vegada un anell gairebé circular de material a la posició registrada de la supernova. L'anell tenia gairebé 30 minuts d'arc de diàmetre, el mateix diàmetre angular que la Lluna plena. La mida del romanent implicava que l'ona expansiva de la supernova s'havia expandit a gairebé 32 milions de quilòmetres per hora durant gairebé 1.000 anys transcorreguts des que es va produir l'explosió.

El 1976 es va detectar per primera vegada una emissió òptica extremadament feble del romanent de supernova, però només en un filament situat a la vora nord-oest de l'anell de ràdio. L'observació del Hubble revela en detall una petita porció d'aquest filament. La cinta de llum recargolada observada pel Hubble correspon a llocs on l'ona expansiva de la supernova està escombrant el tènue gas circumdant.

El gas d'hidrogen escalfat per aquesta ona ràpida de xoc emet radiació en llum visible. Per tant, l'emissió òptica proporciona als astrònoms una "instantània" detallada de la posició i la geometria reals del front de xoc en un moment donat. Les vores brillants dins de la cinta corresponen a llocs on l'onada de xoc es veu exactament de costat sobre la nostra línia de visió.

Avui sabem que SN 1006 té un diàmetre de gairebé 60 anys llum i que segueix expandint-se a uns 10 milions de quilòmetres per hora. Tot i això, fins i tot a aquesta gran velocitat, calen observacions separades per anys per veure un moviment significatiu de l'ona de xoc contra la xarxa d'estrelles de fons. A la imatge del Hubble, la supernova s'hauria produït lluny de la cantonada inferior dreta de la imatge, i el moviment seria cap a la part superior esquerra.

SN 1006 es troba a l'interior de la nostra Via Làctia. Situada a més de 14 graus del pla del disc de la galàxia, hi ha relativament poca confusió amb altres objectes de primer pla i de fons al camp quan s'intenta estudiar aquest objecte. A la imatge del Hubble, es poden veure moltes galàxies de fons (objectes estesos de color taronja) allunyades a l'univers distant que esquitxen la imatge. La majoria dels punts blancs són estrelles en primer pla o de fons de la nostra Via Làctia.

Per obtenir imatges i més informació sobre SN 1006, feu un clic aquí.

Ho he vist aquí.

El Hubble veu les ales d'una papallona: La nebulosa del doll Bessó

Els colors brillants visibles en aquesta imatge del telescopi espacial Hubble de la NASA i ESA mostren la notable complexitat de la nebulosa del doll Besson. La nova imatge mostra amb detall sorprenent les closques de la nebulosa i els seus nusos de gas en expansió. Dos lòbuls iridescents de material s'estenen cap a l'exterior des d'un sistema estel·lar central. Dins aquests lòbuls, dos enormes raigs de gas surten del sistema estel·lar a velocitats superiors al milió de quilòmetres per hora.

Clic per ampliar. Els colors brillants visibles en aquesta imatge del telescopi espacial Hubble de la NASA i ESA mostren la notable complexitat de la nebulosa del Doll Bessó o Ales de Papallona. Crèdit: ESA/Hubble i NASA, Agraïments: Judy Schmidt.

La papallona còsmica que apareix en aquesta imatge del telescopi espacial Hubble rep molts noms. Se l'anomena nebulosa del Doll Bessó, Ales de Papallona, Papallona i també rep el nom una mica menys poètic de PN M2-9.

La M d'aquest nom fa referència a Rudolph Minkowski, un astrònom alemany-nord-americà que va descobrir la nebulosa el 1947. Per la seva banda, PN es refereix al fet que M2-9 és una nebulosa planetària. Les closques de gas brillants i en expansió que s'aprecien clarament en aquesta imatge representen les etapes finals de la vida d'un vell estel de massa baixa a intermèdia. L'estrella no només ha expulsat les seves capes exteriors, sinó que el nucli romanent exposat ara està il·luminant aquestes capes, cosa que dóna lloc a un espectacular espectacle de llums. No obstant, la nebulosa del Doll Bessó no és una nebulosa planetària qualsevol, sinó una nebulosa bipolar.

Les nebuloses planetàries ordinàries tenen una estrella al centre, les nebuloses bipolars en tenen dues, en un sistema estel·lar binari. Els astrònoms han descobert que els dos estels tenen cadascuna aproximadament la mateixa massa que el Sol, oscil·lant entre 0,6 i 1,0 masses solars per a l'estrella més petita, i entre 1,0 i 1,4 masses solars per a la seva companya més gran. L'estrella més gran s'acosta al final dels seus dies i ja ha expulsat a l'espai les capes exteriors de gas, mentre que la seva companya està més evolucionada i és una petita nana blanca.

La forma característica de les ales de la nebulosa del Doll Bessó es deu molt probablement al moviment de les dues estrelles centrals una al voltant de l'altra. Es creu que a mesura que l'estrella moribunda i la nana blanca orbiten al voltant del centre de massa comú, el gas expulsat de l'estrella moribunda és atret cap a dos lòbuls en lloc d'expandir-se com una esfera uniforme.

Tot i això, els astrònoms segueixen debatent si totes les nebuloses bipolars són creades per estrelles binàries. Mentrestant, les ales de la nebulosa continuen creixent i, mesurant-ne l'expansió, els astrònoms han calculat que la nebulosa es va crear fa només 1.200 anys.

Dins les ales, partint del sistema estel·lar i estenent-se horitzontalment cap a fora com venes, hi ha dues tènues taques blaves. Encara que puguin semblar subtils en comparació dels colors de l'arc de Sant Martí de la nebulosa, en realitat es tracta de violents raigs bessons que surten a l'espai a velocitats superiors al milió de quilòmetres per hora. Es tracta d'un fenomen que és una altra conseqüència del sistema binari al cor de la nebulosa. Aquests raigs canvien lentament d'orientació, en precessió a través dels lòbuls, en ser dirigits pels moviments capritxosos del sistema binari. La precessió és un canvi a l'orientació de l'eix de rotació d'un cos giratori.

Les dues estrelles que es troben al cor de la nebulosa giren entre si aproximadament cada 100 anys. Aquesta rotació no només crea les ales de la papallona i els dos raigs, sinó que també permet a la nana blanca extreure gas de la seva companya gran, que forma un gran disc de material al voltant de les estrelles, que s'estén fins a 15 vegades la òrbita de Plutó! Encara que aquest disc és d'una mida increïble, és massa petit per veure's a la imatge presa pel Hubble.

Ho he vist aquí.

Hubble veu una acolorida desaparició d'una estrella semblant al Sol

Clic a la imatge per engrandir. La nebulosa planetària NGC 2440. Una nebulosa en forma de corbatí de colors roses contra la negror de l'espai. El centre brilla en tons més clars, incloent-hi detalls en blau. Els circells de gas i pols brillen en tons daurats i s'expandeixen creant una forma única. Crèdit: NASA, ESA, i K. Noll (STScI), Agraiments: The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Aquesta imatge, presa pel telescopi espacial Hubble de la NASA/ESA, mostra el colorit “últim hurra” d'una estrella com el nostre Sol. L'estrella està acabant la seva vida desprenent-se de les capes exteriors de gas, que van formar un capoll al voltant del nucli restant de l'estrella. La llum ultraviolada de l'estrella moribunda fa que el material brilli. L'estrella cremada, anomenada nana blanca, és el punt blanc del centre. El nostre Sol acabarà cremant-se i cobrint-se de runes estel·lars, però no abans de 5.000 milions d'anys.

La nostra Via Làctia està plena d'aquestes relíquies estel·lars, anomenades nebuloses planetàries. Aquests objectes no tenen res a veure amb planetes. Els astrònoms dels segles XVIII i XIX els van donar aquest nom perquè a través de petits telescopis s'assemblaven als discos dels llunyans planetes Urà i Neptú. La nebulosa planetària d'aquesta imatge es diu NGC 2440. La nana blanca del centre de NGC 2440 és una de les més calentes que es coneixen, amb una temperatura superficial de més de 200.000 graus Celsius. L'estructura caòtica de la nebulosa suggereix que l'estrella es va desprendre de la massa de manera episòdica. Durant cada esclat, l'estrella va expulsar material en una direcció diferent. Això es pot observar en els dos lòbuls en forma de corbata de llacet. La nebulosa també és rica en núvols de pols, alguns dels quals formen llargues vetes fosques que s'allunyen de l'estrella. NGC 2440 es troba a uns 4.000 anys llum de la Terra, en direcció a la constel·lació de la Popa.

El material expulsat per l'estrella brilla amb diferents colors en funció de la composició, la densitat i la proximitat a l'estrella central calenta. El blau mostra l'heli; el blau, el verd, l'oxigen, i el vermell, el nitrogen i l'hidrogen.

Ho he vist aquí.

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.

Enormes onades a la nebulosa de l'Aranya Vermella

Enormes onades a la nebulosa de l'Aranya Vermella, a uns 3.000 anys llum de distància, a la constel·lació de Sagitari.

Aquesta nebulosa planetària de dos lòbuls acull una de les estrelles més calentes conegudes i els seus poderosos vents estel·lars generen onades de 100.000 milions de quilòmetres d'alçada. Les ones estan causades per xocs supersònics, formats quan el gas local es comprimeix i escalfa davant dels lòbuls en ràpida expansió. Els àtoms atrapats al xoc emeten l'espectacular radiació que es veu en aquesta imatge.

Clic a la imatge per engrandir. La nebulosa brilla en tons daurats, des del centre brillant els dos lòbuls s'estenen cap a fora, amb gas i pols dispersant-se. Les brillants estrelles blanques contrasten amb el fons negre de l'espai. Crèdit: ESA & Garrelt Mellema (Leiden University, the Netherlands).

Ho he vist aquí.

Estem fets de pols d'estrelles?

Segurament heu sentit l'expressió "estem fets de pols d'estrelles". És un mite o una realitat? Un equip d'astrònoms, que es va emprendre a seguir el rastre d'aquesta pols, va tornar a les seves fonts. Sens dubte, el 97% dels nostres milers de milions d'àtoms provenen del cosmos.

Clic a la imatge per engrandir. Estem fets de pols d'estrelles? Aquí, la regió de formació estel·lar NGC 3603. Aquests centenars d'estrelles acabades de néixer han agregat el gas i la pols al seu voltant com ho va fer el nostre Sol fa 4.600 milions d'anys. Crèdit: NASA, ESA, Hubble Heritage (STScI/AURA)

L'expressió “pols d'estrelles", presa per Hubert Reeves pel títol d'un dels seus llibres més famosos, és originaria de Carl Sagan. A la seva sèrie Cosmos, va declarar l'astrobiòleg  “el nitrogen al nostre ADN, el calci de les nostres dents, el ferro de la nostra sang, el carboni dels nostres pastissos de poma es van fer dins d'estrelles col·lapsades. Estem fets de pols d'estrelles".

De fet, com mostren les investigacions recents sobre la genealogia de la matèria que ens forma a tots nosaltres, i que òbviament inclou tots els éssers vius (i també tot el que ens envolta, el mateix planeta així com tots els altres cossos del Sistema Solar), estem formats per àtoms forjats a través de diferents esdeveniments còsmics que han marcat els 13.800 milions d'anys d'història de l'univers.

Per veure amb més claredat els diferents processos que han configurat els àtoms que ens envolten (i fins a quin punt), Jennifer A. Johnson, de la Universitat d'Ohio, va tenir la idea de tornar a visitar la famosa taula periòdica dels elements químics. Molts d'ells tenen, és cert, una gènesi estel·lar, però, en la seva adaptació, l'astrònoma crida l'atenció sobre les diferents condicions necessàries per produir-les.

Clic a la imatge per engrandir. De quines estrelles prové el nostre carboni, ferro, nitrogen, etc..? Jennifer Johnson proposa una nova lectura de la taula periòdica per veure-la més clarament. L'astrònoma va localitzar la font de la majoria dels elements químics perquè sí, aquests es van produir en diferents condicions. Llavors, d'on provenen? En blau fosc: del Big Bang; en taronja: de la fusió d'estrelles de neutrons; en groc: la mort d'estrelles de poca massa; en rosa: raigs còsmics; en verd: estrelles massives que exploten en supernoves; en blau clar: explosions de nanes blanques. Crèdit: Jennifer Johnson.

Supernoves, explosions de nanes blanques: d'on provenen els nostres àtoms?

De fet, l'alquímia no és la mateixa segons les condicions de producció. Així, els elements poden provenir de:

• Del Big Bang  (en blau fosc a la taula anterior) pel que fa a l'hidrogen (H) i a una gran part de l'heli (He). Molt abundants al cosmos, són la matèria primera dels altres elements de la taula periòdica, que només posteriorment es van poder crear en les calderes de les estrelles més o menys massives.
  
  
• D'estrelles massives que exploten en supernoves, un procés violent (en verd a la taula anterior) que marca, per exemple, l'oxigen (O), el sodi (Na), el fluor (F), el magnesi (Mg), el neó (Ne).
  
  
• De la mort d'estrelles molt menys massives (groc a la taula anterior), com ara el Sol. Aquests, que exhalen lentament després d'una existència de diversos milers de milions d'anys, són la font d'una gran part del carboni (C), nitrogen (N), liti (Li), etc. que conté el nostre cos.
  
  
• D'explosions de nanes blanques (en blau clar a la taula anterior), que són els principals responsables del ferro (Fe), crom (Cr), del vanadi (V), coure (Cu) o fins i tot el zinc (Zn).
   
• De la fusió d'estrelles de neutrons (en taronja a la taula), molt compactes, que generaven principalment elements com el bismut (Bi), el poloni (Po), el radó (Rn), el franci (Fr) i aproximadament la meitat del ruteni (Ru), del cadmi (Cd), de l'antimoni (Sb), tel·luri (Te), tàntal (Ta), el tungstè (W), etc...
   
• De la radiació còsmica (en rosa a la taula), que és menys freqüent. Això afecta a tot el bor (B), beril·li (Be) que trobem al sistema solar i també una petita part del liti (Li).

Tots els nostres àtoms són el 97% d'origen estel·lar.

Aleshores, d'on provenen els aproximadament 7.000 milions de milions d'àtoms (7 × 10²⁷ àtoms) que ens formen? Quantes supernoves diferents, fusions d'estrelles de neutrons, de raigs còsmics vinguts de l'altre extrem de la Via Làctia i més enllà ? Elaborats a la nostra galàxia, al llarg de les seves rotacions i també de les seves (i nombroses) fusions amb altres, que van començar fa més de 13.000 milions d'anys, aquests àtoms tenen, doncs, múltiples orígens.

Es van formar fa més o menys temps en llocs més o menys allunyats del núvol molecular on es van trobar atrapats i que va donar a llum al nostre Sol, fa 4.600 milions d'anys (aquest núvol es va formar per col·lapse de matèria després de l'explosió d'una supernova... Un esdeveniment pare del nostre Sistema Solar anomenat Coatlicue).

Els elements essencials per a la química de la vida es troben al centre de la galàxia

Amb diversos col·legues de l'estudi SDSS, Jennifer Johnson va ser coautora d'un estudi que confirma que tots els nostres àtoms són el 97% d'origen estel·lar. "Gràcies a aquestes dades, podem determinar quan i on la vida tenia els elements necessaris per sorgir a la nostra galàxia", també va declarar.

És, doncs, al centre de la Via Làctia on es troben els elements essencials de la química de la vida generada per estrelles com el nostre Sol són les més concentrades. "Ara tenim una cronologia de les zones habitables de la Via Làctia".

Ho he vist aquí.