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.

Observat per primer cop un cinturó de radiació més enllà del nostre sistema solar

Els astrònoms han observat un cinturó de radiació al voltant d'una estrella nana ultra-freda, el primer mai vist fora del sistema solar.

Clic a la imatge per engrandir. Recreació artística d'una aurora i un cinturó de radiació al voltant d'una estrella nana ultra-freda. Crèdit: Chuck Carter, Melodie Kao, Fundació Heising-Simons.

 

Els astrònoms han observat per primera vegada un cinturó de radiació fora del sistema solar, captant partícules d'alta energia atrapades per un camp magnètic al voltant d'una estrella nana ultra-freda situada a uns 18 anys llum de la Terra. 

El nou cinturó de radiació té dos lòbuls, com els que envolten Júpiter, el planeta més gran del sistema solar. Però si el cinturó de radiació de l'estrella nana se situés al costat del de Júpiter, seria 10 milions de vegades més brillant.

La radiació es manifesta en forma d'emissions de ràdio intenses i persistents. Les imatges van revelar la presència d'un núvol d'electrons d'alta energia atrapats al camp magnètic de l'estrella nana, coneguda com a LSR J1835+3259.

"En realitat, estem obtenint imatges de la magnetosfera del nostre objectiu mitjançant l'observació del plasma emissor de ràdio -el seu cinturó de radiació- a la magnetosfera", va afirmar en un comunicat Melodie Kao, autora principal de la investigació i becària post-doctoral de la Universitat de Califòrnia a Santa Cruz. "Això mai no s'havia fet abans per quelcom de la mida d'un planeta gegant gasós fora del nostre sistema solar".

Clic a la imatge per engrandir. La primera imatge d'un cinturó de radiació fora del sistema solar, que es va captar utilitzant 39 radiotelescopis per crear un telescopi virtual que abasta el globus des de Hawaii fins a Alemanya. Crèdit: Melodie Kao, Amy Mioduszewski.

La imatge va ser captada per l'equip utilitzant una xarxa de 39 radiotelescopis, que es van combinar per formar un únic telescopi virtual anomenat High Sensitivity Array (HSA, sigles en anglès de Matriu d'Alta Sensibilitat).

LSR J1835+3259 era l'únic objecte més enllà del sistema solar que Kao confiava a poder observar amb prou detall per resoldre els seus cinturons de radiació. I, atès que l'estrella nana té una massa que se situa entre les estrelles de baixa massa i les nanes marrons -objectes sovint anomenats "estrelles fallides" perquè no tenen la massa necessària per iniciar la fusió nuclear als seus nuclis-, les noves observacions podrien ajudar els astrònoms a trobar la línia divisòria entre les estrelles petites i els planetes grans.

"Si bé la formació d'estrelles i planetes pot ser diferent, la física dins seu pot ser molt similar en aquesta part tova del continu de massa que connecta estrelles de baixa massa amb nanes marrons i planetes gegants gasosos", va dir Kao.

Observant una aurora extrasolar

Els camps magnètics forts formen una bombolla magnètica al voltant d'un planeta anomenada magnetosfera, que pot atrapar i accelerar partícules carregades a velocitats properes a la de la llum. Molts planetes del sistema solar tenen magnetosferes, igual que el Sol. Fins i tot una lluna del sistema solar -l'enorme satèl·lit jovià Ganímedes- té una magnetosfera.

 

Tot i això, les magnetosferes tenen diferents potències i característiques. Per exemple, la magnetosfera de Mercuri, el planeta més proper al Sol, només té al voltant d'un 1% de la força
de la bombolla magnètica de la Terra, que és prou forta per protegir l'atmosfera i la vida del nostre planeta les partícules carregades altament energètiques procedents del Sol. Després del Sol, Júpiter posseeix el camp magnètic més potent del sistema solar. 

Tots els planetes del sistema solar amb camps magnètics també tenen cinturons de radiació formats per partícules carregades dʻalta energia atrapades al seu voltant. Mentre que els cinturons de radiació de la Terra, coneguts com a cinturons de Van Allen, són bandes amb forma de bunyol de partícules d'alta energia procedents del vent solar, la majoria de les partícules atrapades pels camps magnètics al voltant de Júpiter que creen cinturons de radiació amb forma de doble lòbul procedeixen de la seva lluna volcànica Io.

Independentment del seu origen, aquestes partícules atrapades són desviades pels camps magnètics cap als pols dels planetes, generant aurores. A la Terra, aquestes adopten la forma d'aurores boreals i australs, respectivament.

La imatge de LSR J1835+3259 presa per Kao i el seu equip també marca la primera vegada que s'ha diferenciat amb èxit la ubicació de l'aurora d'un objecte fora del sistema solar i dels cinturons de radiació.

Les aurores es poden utilitzar per mesurar la força de les magnetosferes, sinó la seva forma, per la qual cosa les troballes podrien ajudar a determinar la força dels camps magnètics d'altres estrelles nanes, cosa que actualment es desconeix en gran mesura. La comprensió teòrica dels camps magnètics d'aquests objectes de massa intermèdia podria, alhora, donar llum sobre les magnetosferes dels exoplanetes.

"Ara que hem establert que aquest tipus concret d'emissió de ràdio de baix nivell i que en estat estacionari rastreja cinturons de radiació als camps magnètics a gran escala d'aquests objectes, quan vegem aquest tipus d'emissió en nanes marrons, i amb el temps, en exoplanetes gegants gasosos, podrem afirmar amb més seguretat que probablement tenen un gran camp magnètic, encara que el nostre telescopi no sigui prou gran per veure la seva forma", afirma Kao.

Atès que la magnetosfera de la Terra ha estat tan crucial per protegir la vida al nostre planeta i permetre'n l'evolució, els científics teoritzen que els camps magnètics al voltant dels exoplanetes poden ser clau per comprendre l'habitabilitat de mons més enllà del sistema solar.

"Aquest és un primer pas crític per trobar molts més objectes d'aquest tipus i perfeccionar les nostres habilitats per buscar magnetosferes cada cop més petites, permetent-nos eventualment estudiar les de planetes potencialment habitables de la mida de la Terra", va dir al mateix comunicat Evgenya Shkolnik, coautora de la investigació i professora d'astrofísica a la Universitat Estatal d'Arizona.

a-c, es resol a cada època de cinc hores el 15 de juny de 2019 (a), el 20 d'agost de 2020 (b) i el 28 d'agost de 2020 (c). El feix sintetitzat estableix la mida de resolució per a cada imatge i apareix escurçat al llarg d'un eix degut a la configuració del conjunt. Els contorns denoten increments de 3σ_r.m.s. × (-1, 1, √2, 2, 2√2, 4), on les desviacions quadràtiques mitjanes (σ_r.m.s.) s'indiquen a la Taula 2 de dades esteses. Les cruïlles indiquen els centroides de les aurores i els seus errors de posició de 3σ (magenta). Les coordenades corresponen a la mitjanit a Temps Atòmic Internacional i l'est correspon a la direcció d'ascensió recta creixent.

La investigació de l'equip es va publicar el dilluns 15 de maig a la revista Nature.

Ho he vist aquí i 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. La matèria fosca; 7 Els candidats

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.

Es consideren diferents possibilitats per resoldre el problema de la matèria fosca. Aquests no són exclusius: la solució pot ser una barreja de diversos ingredients (o de cap!). En l'estat actual de comprensió de les coses, sembla que ens trobem davant de dos problemes diferenciats: el de la matèria fosca bariònica (aquesta fracció de barions que sabem que està present pels arguments exposats anteriorment, però que no podem veure) i el de la matèria fosca no bariònica (que representa el component principal).

Clic per engrandir. Entre els candidats bariònics: els forats negres. Crèdit: alex_aldo, Adobe Stock

Primer revisarem alguns candidats bariònics, després mirarem els candidats no bariònics, la naturalesa dels quals encara és molt hipotètica. Finalment presentarem un enfocament radicalment diferent, que consisteix a suposar que no hi ha matèria fosca, que és un fals problema, a causa de la nostra incomprensió de les lleis de la gravitació (com va ser el cas del moviment de Mercuri).

Matèria fosca bariònica

Objectes astrofísics

No és insensat imaginar que existeix a l'Univers matèria que no emet prou llum per ser vista directament. Al cap i a la fi, la majoria dels objectes que ens envolten a la vida quotidiana no emeten llum, només els veiem perquè estan il·luminats per fonts externes. Per tant, la idea de la matèria fosca bariònica és bastant natural, en última instància. Aquests són els principals candidats que es poden haver considerat en un moment o altre:

• núvols d'hidrogen H2 molecular
• nanes marrons
• nanes blanques
• estrelles de neutrons
• forats negres

Cadascuna d'aquestes hipòtesis pot donar lloc a proves experimentals, ja que cap d'aquests objectes és perfectament invisible, hauria de ser possible veure'ls directament. Posem-los per ordre:

Els núvols moleculars poden conduir a l'emissió de radiació gamma quan són travessades per raigs còsmics (partícules carregades d'alta energia, res a veure amb la radiació cosmològica de la qual hem parlat anteriorment) que conté la galàxia, també poden absorbir part de la radiació que els travessa quan es mira un objecte col·locat darrere.

Les nanes marrons, les nanes blanques (veure les imatges a continuació) i estrelles de neutrons són objectes de tipus estel·lars que emeten radiació en certes longituds d'ona. Les nanes blanques tenen la propietat de poder refredar-se i, per tant, morir (mentre que la majoria d'altres tipus d'estrelles s'escalfen durant la seva evolució), tant que es pot imaginar que l'Univers en conté moltes en forma extingida i, per tant, poc visibles. De fet, donada l'edat de la nostra galàxia, podem determinar la brillantor de les nanes blanques més febles que conté (són les més antigues), i el Telescopi Espacial Hubble passa a ser capaç de detectar-les. Difícil d'amagar, així que...

Clic per engrandir. Nana marró de 0,06 masses solars (60 vegades la massa de Júpiter), vista per Chandra a través d'una erupció de raigs X.

 

Clic per engrandir. Espectacular naixement en una nebulosa. Al mig, Sirius B, una nana blanca força difícil de veure (la taca superior) a causa de l'encegament provocat per Sirius A (l'objecte principal).

Els forats negres, com de fet les nanes marrons, les nanes blanques, les estrelles de neutrons i fins a cert punt els núvols moleculars compactes, es poden detectar pel fenomen de lent gravitacional, que descriurem més endavant.

Sembla que cap d'aquests candidats pot tenir realment totes les propietats necessàries per resoldre el problema de la matèria fosca, encara que només es busqui destacar la petita fracció de la naturalesa bariònica. Els intents de detectar un excedent d'aquests objectes han fracassat parcialment (vegeu més avall, microlents gravitacionals). A més, diverses d'aquestes solucions no són satisfactòries des del principi, perquè no s'entén realment com una quantitat significativa de nanes blanques o forats negres, per exemple, es podria formar durant la història de l'Univers.

El gas primordial

És possible detectar els grans núvols primordials d'hidrogen, gràcies a les seves propietats d'absorció: observant una font molt llunyana (desplaçament cap al vermell de l'ordre de 2 o més) d'on en coneixem l'espectre, podem veure les línies d'absorció provocades per aquests núvols. La línia d'absorció de cada núvol es veu desplaçada al vermell per un factor que depèn de la distància a la qual es trobi. Aleshores observem en l'espectre dels quàsars tot un munt de línies corresponents a tots els núvols que es troben a la línia de visió. Parlem d'un bosc alfa de Lyman (Lyman alfa és el nom de la transició atòmica que dóna lloc a cadascuna de les línies individuals). El seu estudi és de gran importància en Cosmologia, d'una banda perquè permet estudiar la manera com es distribueixen els núvols a l'espai (i així provar els models de formació de les grans estructures) i d'altra banda perquè es pot mesurar la quantitat de gas present a les regions investigades. El resultat net és que la densitat de gas observada és molt coherent amb les prediccions de la nucleosíntesi primordial. En altres paraules, "aconseguim detectar tots els barions de l'Univers primordial, i realment no hi ha cap problema de matèria fosca bariònica a gran escala".

Clic per engrandir. Bosc alfa de Lyman obtingut en una simulació numèrica, dins d'una caixa de 30 milions d'anys llum per costat.

Matèria fosca no bariònica

Neutrins

També es pot considerar la possibilitat que el neutrins formin part de la matèria fosca. Els neutrins són partícules que interactuen molt poc amb la matèria, i que segons el model del Big Bang hauria d'estar present en una quantitat comparable a la dels fotons de la radiació còsmica de fons. Per tant, la seva densitat és molt coneguda, i si aconseguim determinar-ne la seva massa, llavors podem deduir immediatament la seva contribució a la matèria fosca. La qüestió de la massa dels neutrins té una història turbulenta, però en els darrers anys, una sèrie d'experiments específics han comportat limitacions molt fortes sobre aquestes masses. Aquests, per començar, no són zero: els neutrins són efectivament partícules massives. Tanmateix, no són suficients perquè els neutrins constitueixin una part important de la matèria fosca.

A més, són massa lleugers per explicar que les grans estructures es podrien haver format. Els neutrins, amb massa feble, viatgen a la velocitat propera a la de la llum a mesura que les grans estructures s'esfondren. Més endavant veurem per què això fa que els neutrins siguin candidats pobres a la matèria fosca.

Clic per engrandir. El detector de neutrins Kamiokande, vist durant el seu ompliment. Les parets estan revestides amb fotodetectors, que aquí veiem netejant-los per l'equip de la barca (dreta).

Les pistes de la física de partícules

La física de partícules descriu els fenòmens elementals de la natura. Tots els fenòmens que observem semblen implicar camps quàntics que tenen propietats poc intuïtives, amb característiques que atribuiríem a les ones i d'altres que atribuiríem a les partícules. La teoria que descriu aquests fenòmens s'anomena teoria quàntica de camps.

De fet, no n'hi ha prou amb tenir una teoria. Per estar convençuts d'això, tornem a la mecànica clàssica. Aquesta teoria indica la manera com es posa en moviment un cos, en funció de les forces a les quals està sotmès. No diu res sobre quines són aquestes forces, i per entendre el moviment dels planetes, a més, cal suposar que la llei de l'atracció gravitatòria té una forma particular. És el mateix en la física de partícules, i has de fer suposicions sobre les interaccions entre les partícules. Als físics els hi agrada basar aquestes hipòtesis en arguments de simetria, i resulta que les simetries simples condueixen a un model que té en compte els fenòmens observats, especialment en el domini d'altes energies, s'anomena, Model estàndard de la física de partícules. Aquest enfocament va conduir a la unificació de la interacció feble i la interacció electromagnètica.

Tot i el seu èxit, el model estàndard no ho explica tot. Per exemple, no permet entendre per què l'Univers que observem està fet de matèria sense una contrapartida notable en antimatèria, o per què totes les partícules conegudes tenen càrregues elèctriques que són múltiples enters d'una càrrega elemental, per citar alguns exemples. Això fa creure als investigadors que hi ha un model més complet, potser basat en una teoria més completa, que proporciona aquestes explicacions. S'han proposat aquestes extensions del model estàndard, que inclouen:

- Les teories de la gran unificació, que suposen que les diferents interaccions (interacció electromagnètica, interacció feble, interacció forta) són diferents facetes de la mateixa interacció fonamental.

- Teories supersimètriques, que parteixen de simetries més extenses que en el model estàndard.

- Teories de cordes, en què els objectes fonamentals ja no són punts (com les partícules), sinó que es poden veure com a cordes. Aquestes cordes tenen diversos modes d'excitació (com la vibració d'una corda de guitarra), que es pot identificar amb diferents partícules. Així, les diferents partícules només serien les diferents excitacions d'un mateix objecte fonamental, i les reaccions entre partícules serien les transicions d'un mode de vibració a un altre, possiblement acompanyades d'una separació de la corda en diverses peces. Tingueu en compte que aquestes teories de cordes es basen generalment en la supersimetria i sobre la unificació.

Aquestes pistes encara són només teòriques, en el sentit que cap d'elles està recolzada per confirmació experimental. També cal destacar que, fins i tot a nivell purament teòric, encara hi ha problemes de coherència i obstacles conceptuals. Aquestes teories prediuen l'existència de noves partícules:

-  partícules supersimètriques (per exemple: neutralins),
-  axió,
-  neutrins pesats,
-  Q-balls,
-  Wimpzillas, criptons... (s'esmenten aquests noms per excitar la curiositat del lector. Els físics són molt juganers, i dediquen una part important de la seva imaginació a inventar noms per a nous objectes que inventen o descobreixen).

La majoria d'aquestes partícules són inestables i es desintegren espontàniament en altres partícules. Tanmateix, alguns poden ser estables (o almenys tenir una vida útil molt llarga). Si una partícula estable tan nova pot existir, i si s'hagués pogut crear en qualsevol moment del passat de l'Univers, es pot imaginar que l'Univers actual està ple d'elles i que aquesta partícula constitueix matèria fosca.

Per resumir aquesta complicada imatge, diguem que s'adaptaria bé als físics de partícules si una teoria substituís o completés el model estàndard, i s'adaptaria bé als astrofísics també perquè les noves partícules podrien constituir matèria fosca. Fem una ullada més de prop a un exemple particular d'aquesta llista: el neutralí.

Els neutralins: matèria fosca “freda”

Entre els candidats que ofereix la física de partícules, el neutralí juga un paper força important. És una partícula nova introduïda per supersimetria. És neutre, és estable en algunes versions de supersimetria i podria ser matèria fosca. Aclarim aquest darrer punt: les propietats que importen per determinar si una partícula pot constituir matèria fosca són la seva massa i la seva secció transversal (la seva capacitat de reaccionar amb una altra partícula quan s'uneixen).

Comencem detallant la importància de la massa: com més massiva sigui una partícula, menor serà la seva velocitat per a una energia determinada. Això implica que en qualsevol moment de l'evolució cosmològica, les partícules molt lleugeres són relativistes mentre que les més pesades no ho són. Tanmateix, quan les fluctuacions de densitat comencen a col·lapsar-se sobre si mateixes per formar el que més tard es convertiran en les primeres grans estructures còsmiques (galàxies, cúmul de galàxies i supercúmuls), la situació és completament diferent tant si les partícules de matèria fosca són relativistes com si no.

En el primer cas (parlem de matèria fosca calenta), poden escapar ràpidament tan bon punt han format una sobre-densitat, que tendeix a frenar el seu col·lapse posterior, sobretot a petites escales espacials. La formació de les estructures comença llavors amb les grans escales espacials, els supercúmuls de galàxies, que amb el temps es fragmenten per donar cúmuls de galàxies, després galàxies. Estem parlant d'un escenari de dalt a baix (top-down en anglès).

En el segon cas (aleshores parlem de matèria fosca freda), el fenomen anterior no es produeix i primer es formen les estructures petites (galàxies, petits cúmuls de galàxies). Les grans estructures es formen posteriorment, per aplec i fusió de les estructures més petites. Estem parlant d'un escenari de baix a dalt.

Pel que fa a la secció transversal, també és una magnitud crucial, perquè determina la quantitat de partícules que poden sobreviure a les nombroses reaccions que tendeixen a disminuir la seva densitat durant l'expansió cosmològica. El neutralí és bastant notable en aquest sentit, perquè la física de partícules proporciona una sèrie de seccions transversals (i no una sola secció transversal, malauradament) que condueix a densitats relíquies (aquest és el terme habitual per a la densitat de partícules supervivents) que corresponen aproximadament a la densitat de matèria fosca. Això és molt encoratjador i la hipòtesi neutralí és una de les preferides dels astrofísics. Un punt menys encoratjador és que aquí ens trobem davant d'una certa paradoxa: que una partícula sigui abundant a l'Univers avui, la seva secció transversal no ha de ser massa gran, per tant ha de ser relativament poc reactiva. Com que és per les seves reaccions que detectem les partícules, això implica que serà més difícil de detectar!

Observem per acabar que els càlculs de la densitat de les relíquies ja permeten excloure determinades propostes de solució al problema de la matèria fosca. De fet, algunes partícules tindrien seccions transversals massa petites, i la seva densitat de relíquia avui dia seria molt més gran que la densitat total de l'Univers, cosa que no és acceptable. Per tant, podem eliminar aquestes partícules de la llista de candidats. Això permet, per exemple, excloure determinats valors dels paràmetres de supersimetria, per als quals el neutralí seria massa abundant avui dia.

Les modificacions en les lleis de la gravetat

Dimensions addicionals

Per altres motius, alguns teòrics investiguen la possibilitat que el nostre Univers tingui més de 4 dimensions. Això pot semblar una idea molt descabellada, ja que no veieu aquestes dimensions addicionals. De fet, hi ha dues raons per les quals potser no veiem aquestes dimensions addicionals, encara que existissin:

- Són “compactes”, és a dir enrotllats sobre ells mateixos a escales submicroscòpiques.
- Forces diferents de la gravetat no hi tenen cap efecte.

Aquesta hipòtesi també pot conduir a l'existència de diverses partícules noves, que podrien constituir matèria fosca. També comporta una modificació de la llei de la gravitació a curta distància. Això podria proporcionar una manera de validar-lo o invalidar-lo.

En aquest mateix ordre d'idees, es preveu que patim la influència gravitatòria del que conté un altre espai, connectat al nostre per aquestes dimensions addicionals. Les manifestacions de la matèria fosca serien llavors l'efecte d'un món paral·lel sobre el nostre. Fixeu-vos que podríem enfonsar-nos molt ràpidament en el deliri més total, si ens conforméssim amb aquesta manera de presentar les coses, que s'assembla més a un episodi de Star Trek que de la ciència. De fet, els científics, quan expressen aquestes hipòtesis tan especulatives, ho fan (en general) en el marc de desenvolupaments teòrics precisos i controlats. En aquest cas, les teories que impliquen dimensions addicionals sovint se situen en el marc de la teoria de cordes.

Una altra modificació de la gravitació: Mond

També s'ha proposat empíricament que les lleis de la gravitació no són lleis newtonianes, ni les proporcionades per la relativitat general. Un grup d'investigadors es va preguntar quina forma hauria de tenir una força d'atracció gravitatòria per explicar els moviments interns de les galàxies, sense dependre de la matèria fosca. Van plantejar una "teoria" que anomenen Mond, un acrònim de MOdified Newtonian Dynamics (Dinàmica Newtoniana Modificada). Aquest enfocament comença amb una idea interessant, però es troba amb diversos problemes greus. Pateix una certa manca de coherència teòrica. Es construeix des del principi amb un enfocament no relativista, i no resol el problema de la matèria fosca a nivell cosmològic. Finalment, assenyalarem que és possible posar en competició els diferents models de matèria fosca en la interpretació de certs sistemes molt ben observats, com els cúmuls de galàxies. Resulta que MOND sempre arriba als darrers llocs, la qual cosa posa aquesta hipòtesi en una mala posició.

Més enllà de la Relativitat General

Finalment, es pot considerar que la nostra possible incomprensió de la gravitació es remunta a la font, que la relativitat general mateixa ha de ser qüestionada.

Veure:

Capítol anterior: 6 Les propietats
Capítol següent: 8 La recerca de la prova experimental 1

Ho he vist aquí.

Univers i Sistema Solar, els fonaments de l'astronomia

Naixement de l'univers i del sistema solar, problemes actuals i principals descobriments recents.

L'astronomia no és una ciència exacta i encara queden moltes preguntes sense resposta. Per exemple, què va provocar el Big Bang, o fins i tot allò que hi ha darrere dels límits de l'univers? Ningú ho sap. Potser mai ho sabrem.

Clic per engrandir. Nebulosa d'Orió. Crèdit: Steve Black, domini públic.

Clic per engrandir. El sistema solar. Crèdit: Domini públic 

Aquesta fitxa ofereix una primera aproximació a l'astronomia, abordant els diferents planetes del Sistema Solar, els descobriments al llarg dels anys, així com les teories sobre la fi de l'univers.

Des del naixement de l'Univers fins al Sistema Solar

Com es va formar el sistema solar? Com es classifiquen els seus planetes? Per què Plutó va plantejar un problema en la seva definició? Respostes a preguntes clau sobre l'Univers i el Sistema Solar.

Clic per engrandir. Cronologia de la història de l'Univers. Crèdit: National Science Foundation, Wikimedia commons, CC 3.0

La qüestió de l'origen de l'univers

Molta gent es pregunta sobre l'origen de l'Univers. Com va néixer? Fins a dia d'avui els astrònoms encara no ho saben, però especulen. Alguns diuen que l'Univers no va tenir principi i sempre va existir. Difícil de concebre. Altres diuen que va tenir un principi i que tindrà un final. Ja és més probable.

El 1927, el belga Georges Lemaitre va plantejar la teoria del Big Bang. Aquesta última hauria estat una explosió gegantina materialitzant el moment 0 de l'univers. A partir d'aquell moment va començar a expandir-se com una taca d'oli. Encara avui l'univers s'està expandint. La prova va ser presentada l'any 1929 per l'astrònom nord-americà Edwin Hubble. Els científics intenten retrocedir en el temps fins al moment del Big Bang. Com? Has de saber que la llum es mou a 300.000 quilòmetres per segon.

Alguns estrelles estan tan lluny de nosaltres que la seva llum triga centenars o fins i tot milers de milions d'anys a arribar-nos. Per tant, és possible percebre estrelles que de fet ja no existeixen! A través de diverses observacions, hem aconseguit remuntar unes hores després del naixement de l'Univers. La qual cosa semblaria confirmar la teoria de Georges Lemaître.

La primera: extensió cap a l'infinit. La segona: un dia aturarà la seva extensió per arrossegar-se sobre si mateixa. Els estudiosos anomenen això el "Big Crunch". Això podria provocar una nova explosió. Alguns fins i tot van proposar la hipòtesi d'un etern reinici. Big Bang, extensió, retracció, Big Crunch, segon Big Bang... Potser estem en una de les seves moltes fases d'extensió!

El sistema solar

A tot arreu i en qualsevol punt de l'Univers observable, hi ha matèria i gas. Però en determinats llocs, aquesta matèria es concentra per formar nebuloses. El nostre sistema solar va néixer fa 4.500 milions d'anys d'una nebulosa primitiva. Sota l'efecte d'una reacció, probablement per l'explosió d'una supernova, es va col·lapsar sobre si mateixa formant un disc que girava cada cop més ràpid. Al cor del disc, la pressió i la temperatura són tan importants que va començar a brillar, el Sol va néixer. Durant la seva formació, el Sol no va utilitzar tot el material inicial: la resta va formar un disc al seu voltant. A poc a poc, aquest material restant va xocar per formar-se en petits planetes que a poc a poc va anar creixent fins a formar els planetes del Sistema Solar que avui coneixem.

El Sistema Solar està format per vuit planetes que es divideixen en dos grups:

Clic per engrandir. Els planetes tel·lúrics: Mercuri, Venus, la Terra i Mart. Crèdit: NASA, domini públic

Mercuri, Venus, la Terra i Mart. Són planetes densos, de mida mitjana, amb una estructura rocosa químicament diferenciada, que han completat el seu procés de formació.

Clic per engrandir. Comparació entre Mart i la Terra, dos planetes tel·lúrics. Crèdit: DR

Els planetes gasosos

Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Segons els astrònoms, aquests planetes no han acabat el seu procés de formació i podrien convertir-se en planetes tel·lúrics.

Entre Mart i Júpiter, com per marcar el límit entre els planetes tel·lúrics i gasosos, hi ha el cinturó d'asteroides. Es tracta de còdols més o menys grans que giren al voltant del Sol. La majoria de cometes provenen d'aquest cinturó. Però quin és el seu origen? Els astrònoms tenen dues versions: alguns diuen que aquest cinturó d'asteroides és les restes de la formació del Sistema Solar. Aquests blocs de pedra haurien d'haver donat a llum un planeta. Però la presència del "monstre" Júpiter (el planeta més gran del Sistema Solar) i la seva forta gravetat hauria impedit la seva formació. Altres diuen que s'hauria format un planeta i sempre per la forta atracció de Júpiter hauria esclatat a trossos.

Clic per engrandir. Els planetes gasosos: Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Crèdit: NASA, domini públic

El planetes gasosos tots tenen anells, però només els de Saturn són visibles des de la Terra. D'on venen aquests anells? Els científics creuen que originalment tots els planetes tenien anells. Pel mateix procés de formació dels planetes, aquests anells haurien donat a llum satèl·lits naturals, una mena de petit planetoide que gira al voltant d'un planeta. Així els anells de la Terra haurien donat a llum la Lluna. Per tant, és molt possible que els anells dels planetes gasosos donin a llum satèl·lits d'aquí a uns quants milions d'anys.

Ho sabies? Júpiter hauria d'haver estat una estrella! En el seu procés de formació, la reacció nuclear per encendre'l no es va produir. Per sort! En cas contrari, avui no estaries llegint aquestes línies. De fet, el calor regnant a la Terra hauria estat massa important perquè la vida s'hi pogués desenvolupar.

El cas de Plutó

Quan es va descobrir, es va considerar que era un satèl·lit de Neptú. Però la seva òrbita allargada recordava més aviat un 9è planeta. Però hi ha un altre cinturó d'asteroides (cinturó de Kuiper) després de Plutó que marca el límit del nostre Sistema Solar, fet que fa especular que Plutó és en realitat un asteroide. El que ha desconcertat els astrònoms és que ell té un satèl·lit. De fet, encara no hem vist mai asteroides que els posseeixin, però per què no? L'any 2006, La Unió Astronòmica Internacional va decidir: Plutó és eliminat oficialment dels planetes del Sistema Solar i obté l'estatus de planeta nan. 

El sistema solar tindrà un final?

El sistema solar tindrà un final? La resposta és que sí. De fet, la vida del Sistema Solar depèn del mateix Sol. Sapigueu que per brillar, crema diverses tones de combustible per segon! Malgrat això, té prou reserves per brillar durant 5.000 milions d'anys més. Només està a la meitat de la seva vida! Quan hagi cremat totes les seves reserves, s'inflarà i es convertirà en una gegant vermella. Els planetes tel·lúrics seran engolits per aquest "ogre vermell", després expulsarà la matèria restant a l'espai i es condensarà per convertir-se en una nana blanca dels quals un didal de material pesarà diverses tones. En aquell moment el Sistema Solar haurà desaparegut completament. Cremarà les seves últimes reserves i finalment s'extingirà. Es convertirà en una nana marró i serà invisible.

Els principals descobriments en astronomia

Descobriments en astronomia, n'hi ha cada dia! Així doncs, parlarem d'alguns dels principals.

Clic per engrandir. Hiperió, la lluna de Saturn. Crèdit: NASA

Radiació fòssil

A la part dedicada al naixement de l'univers, la teoria del Big Bang. L'any 1965 es va descobrir una radiació que es registra a tot arreu de l'univers. Aquesta radiació és en realitat del Big Bang. Va ser batejada com a radiació còsmica. Les observacions del WMAP ens van fer conèixer millor i ens van permetre determinar l'edat de l'univers observable: 13.700 milions d'anys.

Energia fosca i matèria fosca

L'any 1998, cop de martell món de l'astronomia: descobrim l'existència de la energia fosca, que suposaria el 70% del nostre univers. Depenent de la naturalesa de l'energia fosca, l'univers acabarà o no en un Big Crunch. 

El 2006  es va confirmar la primera evidència indirecta forta de la presència de matèria fosca.

Clic per engrandir. Avui sabem que l'aigua fluïa a Mart. Crèdit: TopTechWriter-US, Flickr CC per nc-sa 3.0 

Aigua a Mart

Mart sempre ha fascinat la humanitat. Fàcilment visible a ull nu, els homes han imaginat el planeta habitat per marcians! Mirant el planeta, van imaginar que van veure canals que corrien per la seva superfície, connectats a estacions de bombeig! No va ser fins l'any 1971 que la sonda Mariner IX va sobrevolar el planeta per demostrar que el que pensàvem que eren canals eren en realitat canyons. Però aleshores, per quin fenomen es van buidar? Amb aigua, és clar! I sí, els científics planetaris van descobrir que fa milers de milions d'anys l'aigua fluïa a Mart. Això va ser confirmat per les observacions dels primers rovers marcians Spirit i Opportunity.

Malauradament l'atmosfera molt prima de Mart no podia permetre conservar aquest "ingredient" vital per al desenvolupament de la vida. Això no vol dir que no hi hagi aigua sota la seva superfície i de fet, la sonda Phoenix fins i tot hauria observat aigua líquida.

El descobriment dels planetes

Per entendre la formació del nostre sistema solar, els astrònoms busquen altres planetes. El 1995, un gir dramàtic dels esdeveniments: es va descobrir un planeta prop de Pegàs!. Des de llavors, s'han descobert més de 500 exoplanetes. Hubble fins i tot ha detectat alguns en el visible com Fomalhaut b. Però són habitables o estan habitats? Malauradament, fins ara, aquests planetes no poden suportar la vida tal com la concebem. De fet, estan massa a prop o massa lluny de les seves estrelles. 

Ho he vist aquí.