Quina diferència hi ha entre la fusió nuclear i la fissió nuclear?

Clic per engrandir. La fusió i la fissió depenen de reaccions nuclears. Crèdit: Sergey Nivens, Shutterstock

De vegades confoses perquè les seves designacions són similars, la fissió i la fusió són, tanmateix, dos processos radicalment diferents, tant a petita com a gran escala!
 

La diferència entre la fusió nuclear i la fissió nuclear. Quina diferència hi ha entre la fissió i la fusió nuclear? Tots dos impliquen reaccions al nucli atòmic, però la fusió implica unir dos nuclis lleugers, on la fissió trenca un nucli pesat en dos més lleugers.

Si aquests dos termes són semblants perquè tenen lloc a nivell del nucli atòmic, designen tanmateix processos radicalment diferents! Quan a la fusió implica unir dos nuclis lleugers per fer-ne un de més pesat,  la fissió trenca un nucli pesat en dos nuclis més lleugers. A Europa és fissió, no fusió, que s'utilitza per generar electricitat. Molt més avançada que la fusió, que aquesta es troba en fase experimental, existeixen diverses tècniques per fer fissió.

La fissió nuclear es va descobrir fa més de 80 anys

Descobert l'any 1938 pel físic alemany Otto Han i la física Lise Meitner, la fissió es va estudiar molt ràpidament amb finalitats militars, per crear la famosa bomba atòmica. No va ser fins molt més tard, a la dècada de 1950, que es van dissenyar i posar en funcionament els primers reactors civils. De fet, la fissió nuclear genera calor, de manera que es pot operar dins d'una central elèctrica.

La reacció de fissió té lloc a escala atòmica, quan un nucli anomenat "fissil" xoca amb un neutró, aquest últim és absorbit. Però el nucli així creat és inestable, i es divideix en dos nuclis inestables, anomenats productes de fissió. La reacció allibera calor a través del moviment de partícules, però també per la desintegració radioactiva dels productes de fissió. L'urani natural és l'únic element natural que conté un isòtop físsil: urani 235, present en un 0,7% a l'urani natural.

Clic per engrandir. Quan un neutró és absorbit per un àtom d'urani 235, aquest es torna inestable i es fissiona. Crèdit: Hawkeye7, Wikimedia commons, Sci-Bit.

A França, per exemple, l'energia nuclear es va explotar a partir dels anys 60, però primer amb un procés diferent del que s'utilitza actualment. Els reactors contenien urani natural i utilitzaven aigua pesant (que conté deuteri en lloc d'hidrogen), o grafit per moderar els neutrons (alentir-los). El transport de calor s'efectuava a gas (CO2 o aire). Avui, els reactors d'aigua a pressió governen el sector francès: l'aigua líquida realitza tant la funció de moderador de neutrons com de refrigerant. El combustible aquesta vegada és urani enriquit, per tant tractat per contenir més urani 235 que l'urani natural.      

Però hi ha moltes altres maneres d'aprofitar la fissió nuclear a tot el món, en particular utilitzant aigua a pressió però amb un disseny de reactor diferent, i també utilitzant una tecnologia diferent. Es poden esmentar, per exemple, els reactors que utilitzen aigua pesant, els que utilitzen aigua bullint, gas com a refrigerant, o fins i tot els reactors de neutrons ràpids de 4a generació.

Clic per engrandir. La central de Fessenheim no funciona des de l'any 2020. Segons les previsions es desmantellarà a partir de l'any 2025, un cop s'hagi descarregat el combustible. Crèdit: Caesar, Viquipèdia, CC by-sa 3.0

 

La fusió nuclear encara és experimental

A diferència de la fissió, la fusió encara no s'explota per produir energia a gran escala. Consisteix, com el seu nom indica, a fusionar dos nuclis atòmics: el més sovint, dos isòtops d'hidrogen que es fusionen per donar un àtom de heli i un neutró. El procés és molt més difícil de crear que la fissió, ja que requereix una temperatura i una pressió molt elevades, molt més que els pocs centenars de graus de centrals que utilitzen la fissió. Son necessàries condicions semblants a les del cor de les estrelles, és a dir, diversos centenars de milions de graus!

Clic per engrandir. La fusió és el procés d'apropar dos nuclis lleugers prou junts perquè es fusionin i en facin un de més pesat. Crèdit: Iter

A aquesta temperatura, la matèria es troba en forma de plasma, gas d'on els àtoms s'han dissociat: els electrons ja no estan units al nucli dels àtoms. La reacció de fusió allibera una quantitat molt gran d'energia i no genera cap residu radioactiu com la fissió. A més, utilitza elements fàcils de trobar, isòtops de l'hidrogen.

Però escalfar la matèria a milions de graus mentre la confina és un repte tecnològic; a més, dins del plasma es creen inestabilitats, que tendeixen a “extingir” aquest plasma. De moment, només s'utilitzen dos mètodes per controlar el plasma: el confinament inercial i el confinament magnètic. És aquest últim el que s'utilitza al Iter (International Thermonuclear Experimental Reactor), al sud de França. El plasma està confinat dins d'un reactor en forma de toro, anomenat tokamak, per un poderós camp magnètic. Una altra forma de reactor és el estelarador, on el camp magnètic pren una forma diferent, també ho fa el reactor. 

Clic per engrandir. Gràcies a un potent camp magnètic, el plasma circula entre les parets del tokamak, sense tocar-les. Crèdit: Iter

El confinament inercial, en canvi, només s'utilitza en dos llocs del món, inclòs el Làser Megajoule aprop de Bordeus. Aquesta vegada, la fusió es desencadena centrant un gran nombre de raigs làser de gran potència en un petit objectiu que conté deuteri i triti, els dos isòtops de l'hidrogen que estan destinats a fusionar-se. Així, els làsers comprimiran l'objectiu, tan fortament que desencadenaran la reacció de fusió.

Clic per engrandir. Aquí, diversos làsers se centren en una petita càpsula per tal de fusionar els isòtops que hi ha a l'interior. Crèdit: LLNL

Si la fusió és accessible per aquests dos mètodes, actualment no ho és possible per cap d'ells a gran escala. L'explotació industrial de la fusió no hauria d'arribar abans del 2050.

Ho he vist aquí.

L'escalfament global està debilitant el corrent en jet

Clic per engrandir. Aquesta visualització de la corrent en jet de l'atlàntic nord, com un cinturó sinuós de forts vents de ponent que tallen les capes inferiors de l'atmosfera. Investigadors de la Universitat d'Arizona (Estats Units) creuen que aquest corrent en raig podria desplaçar-se cap al nord a la dècada de 2060, amb greus conseqüències per al clima a Europa. Crèdit: NASA Scientific Visualization Studio

Un equip d'investigadors afirma que el corrent en jet s'està debilitant i les seves oscil·lacions són cada cop més marcades a causa de l'escalfament global. Amb la conseqüència que el bloqueig de les situacions meteorològiques condueix a onades de calor i mal temps més durador. 

El corrent en jet polar, un corrent en jet que influeix en el nostre temps envolta la Terra. És el corrent en jet polar. El corrent en jet de l'Atlàntic Nord. Un cinturó de forts vents de ponent que influeix fortament en el clima a l'est d'Amèrica del Nord i a l'oest d'Europa. Els investigadors temen que l'escalfament global antropogènic l'estigui empenyent cap al nord. Amb conseqüències dramàtiques per a les nostres societats. Crèdit: NASA Scientific Visualization Studio

El corrent en jet, o corrent en raig, és una banda de vent que sovint travessa el globus d'oest a est. En particular, influeix en la durada dels vols d'avions que volen entre els continents americà i europeu. En realitat, hi ha diversos corrents en jet que s'ondulen entre les masses d'aire d'aire calent i fred: corrents en raig polars i corrents en raig subtropicals que estan presents als hemisferis nord i sud. Aquests corrents d'altitud molt alta es troben entre 7 i 16 quilòmetres sobre la superfície terrestre i s'estenen per milers de quilòmetres de longitud. Es generen tant per la rotació de la Terra, i per la diferència de temperatura entre les diferents regions del globus. És per això que aquests corrents en jet es formen en zones de conflicte de masses d'aire, enmig d'una gran diferència de temperatura i pressions atmosfèriques.

Clic per engrandir. Els diferents corrents en raig del Planeta. Crèdit: Encyclopédie Environnement

Les oscil·lacions del corrent en raig influeixen en la durada de les onades de calor

En els darrers anys, les oscil·lacions molt marcades d'aquests corrents en jet, sovint comparades amb els meandres d'un riu, han estat objecte de molt debat dins la comunitat científica. Aquesta cinta de vent té un impacte en els fenòmens extrems del temps, com ara tempestes, onades de calor, onades de fred, etc.. Les seves ondulacions, és a dir, el més mínim desplaçament de la seva posició cap al nord o cap al sud, té conseqüències en el temps. Durant diverses dècades, sembla que les oscil·lacions del corrent en jet han estat cada cop més marcades, amb autèntics migs bucles en forma d'U que bloquegen l'aire calent o l'aire fred de manera duradora: això porta al fet que els meteoròlegs anomenen "situacions de bloqueig". Aquests bloquejos poden provocar onades de calor de llarga durada, en atrapar una bombolla d'aire calent a la mateixa zona durant dies o setmanes. També poden bloquejar precipitacions sobre una zona provocant inundacions.

En taronja i vermell, el corrent en jet sobre Europa. Crèdit: Carbon Brief, Nasa

 

Com més càlid és el planeta, més grans són les oscil·lacions

 

Aquestes oscil·lacions del corrent en jet són degudes a l'escalfament global? En aquest sentit, no tots els climatòlegs encara estan d'acord. Un equip de científics que ha treballat recentment en el tema ara està convençut: en un nou estudi publicat a la revista Proceedings of the National Academy of Sciences, un equip internacional d'investigadors en ciències atmosfèriques explica que la diferència de temperatura entre el sòl i els oceans és responsable d'aquestes oscil·lacions. Tot i que el corrent en jet sempre ha presentat meandres, les anàlisis mostren que les oscil·lacions cap al nord i el sud han estat realment cada cop més profundes durant 30 anys. Com més càlid és el planeta, més grans són aquestes oscil·lacions. El corrent en jet polar, que influeix en el clima en particular al continent americà i europeu, ja no circula amb la mateixa fluïdesa que abans d'oest a est. Cada cop es deforma més fent “desviaments”, expliquen els científics.    

 

Com poden dir els investigadors que les ondulacions del corrent en raig estan relacionades amb l'escalfament global i no amb l'evolució natural? Realitzant simulacions amb els seus models de previsió climàtica. Les condicions atmosfèriques, amb i sense escalfament vinculades a les emissions de gasos d'efecte hivernacle, son reproduïdes a l'ordinador. Com que les regions polars s'escalfen més ràpidament que les regions de latituds mitjanes, això redueix la diferència de temperatura entre el nord i el sud. El fet que aquesta diferència de temperatura ja no sigui tan gran com abans, debilita la circulació dels vents en el corrent en jet. El corrent en jet, que aleshores és menys vigorós, "s'arrossega sobre el lloc", es deforma i forma oscil·lacions cada cop més grans. Això té per tant l'efecte d'"empresonar" les masses d'aire calent i fred, però també depressions i ciclons, segons els autors de l'estudi. Els episodis de mal temps s'enganxen als meandres del corrent en jet sempre que les oscil·lacions no es desfacin. 

Clic per engrandir. Les ondulacions del corrent en jet el desembre de 2021 en comparació amb les ondulacions mitjanes de 1981-2010. Crèdit: NOAA

Les simulacions per ordinador han revelat una gran diferència entre l'estat dels corrents en jet amb l'escalfament actual del globus i sense l'escalfament dels últims 30 anys. De la mateixa manera, durant les fases de marcades oscil·lacions del corrent en jet, els fenòmens meteorològics extrems apareixen més nombrosos. Una evolució que s'hauria de seguir reforçant en els propers anys amb l'escalfament continuat dels pols.

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C57

Clic per engrandir. Caldwell 57. Crèdits: NASA, ESA, i J. Cannon (Macalester College); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)

A més de 2 milions d'anys llum de distància, encara dins del nostre racó del cosmos, es troba la galàxia nana irregular Caldwell 57. També catalogada com a NGC 6822, aquesta galàxia va ser descoberta el 1884 per l'astrònom nord-americà E. E. Barnard i sovint se li anomena la galàxia de Barnard. L'astrònom Edwin Hubble va utilitzar el telescopi de 100 polzades de l'Observatori del Mount Wilson de Califòrnia per fer la primera investigació fotogràfica detallada de Caldwell 57 el 1925.

Aquesta imatge del telescopi espacial Hubble mostra un camp d'estrelles a la perifèria de la galàxia. El centre de la galàxia és fora del marc, cap a la part superior esquerra. La imatge va ser presa amb el Canal de Camp Ampli de la Càmera Avançada de Sondejos del Hubble, que utilitza dos xips detectors que tenen un espai entre ells, deixant un buit llarg i fosc a la imatge. Els astrònoms van fer aquestes observacions per estudiar les poblacions estel·lars de Caldwell 57 en un esforç per comprendre millor la història de la formació estel·lar de la galàxia i l'evolució de les galàxies nanes.

Clic per engrandir. Aquesta imatge del Hubble s'acosta a una guarderia estel·lar dins de Caldwell 57 anomenada Hubble-V. Aquesta imatge combina observacions preses per la Càmera Planetària i de Camp Ampli 2 en llum visible i ultraviolada. Crèdit: NASA, ESA i l'equip del Hubble Heritage (STScI/AURA)

Altres observacions de Caldwell 57 realitzades pel Hubble han apuntat a grans vivers estel·lars dins de la galàxia anomenats Hubble-V i Hubble-X. Els dos núvols contenen estrelles molt més joves, brillants i massives que el nostre Sol. Les estrelles massives com aquestes són especialment interessants perquè la vida no seria possible sense elles; de fet, els planetes ni tan sols existirien per viure-hi. Els elements necessaris es forgen en aquestes estrelles massives.

Les estrelles de massa baixa i mitjana, com el Sol, generen energia mitjançant la fusió d'àtoms d'hidrogen en heli. Si fossin les úniques estrelles, l'univers estaria ple de gas; hi faltaria la roca i el metall que s'acumulen per formar planetes. Tot i això, les estrelles més massives produeixen elements més pesants. Són les responsables de crear tot l'oxigen, el carboni, el nitrogen, el silici, el calci i altres elements necessaris per a la vida que necessitem. Quan les estrelles massives arriben al final de la seva vida, alliberen aquests elements al cosmos mitjançant una explosió de supernova. Fins i tot en morir, aquestes estrelles contribueixen a un nou naixement, ja que molts elements només es poden produir a les supernoves.

Clic per engrandir. Aquesta imatge del Hubble, presa amb la Càmera Planetària i de Camp Ample 2, mostra una altra enorme regió de formació estel·lar a Caldwell 57, aquesta vegada anomenada Hubble-X. La imatge mostra un núvol brillant al nucli de la nebulosa, que conté molts milers d'estrelles acabades de formar (les més brillants apareixen en aquesta imatge com a punts brillants). A manera de comparació, el núvol brillant més petit que es troba just a sobre té aproximadament la mateixa mida i brillantor que la nebulosa d'Orió a la nostra galàxia. Crèdit: NASA i l'equip del Hubble Heritage (STScI/AURA); Agraïments: C.R. O'Dell (Vanderbilt University).

Gràcies a les observacions del Hubble-V, els científics van poder identificar les estrelles individuals en aquesta regió abarrotada, així com mesurar la brillantor i la temperatura de les estrelles. La seva anàlisi ha proporcionat una millor comprensió de les poblacions d'estrelles dins del núvol.

Caldwell 57 es troba a la constel·lació de Sagitari. Té una magnitud de 8,8, i encara que es pot veure amb prismàtics en un lloc fosc, la galàxia es veu millor amb un telescopi equipat amb un filtre de cel profund. Des de l'hemisferi nord, els cels de finals d'estiu proporcionaran una visió òptima, encara que Caldwell 57 apareixerà una mica baixa al cel nocturn del sud. Des de l'hemisferi sud, apareixerà alta al cel d'hivern. La galàxia és menys que impressionant fins i tot en grans telescopis, semblant una empremta dactilar polsegosa més que la col·lecció còsmica de sistemes estel·lars ardents que realment és.

Clic per engrandir. La galàxia Caldwell 57 (NGC 6822) apareix en una imatge terrestre de l'Observatori Europeu Austral (ESO) a la part inferior esquerra. Tres requadres en aquesta imatge mostren les ubicacions de Hubble-X i Hubble-V, regions de formació d'estrelles fotografiades amb la Càmera 2 de Camp Ample i Planetària del Telescopi Espacial Hubble (WFPC2), així com un camp d'estrelles fotografiat amb la Càmera Avançada de Sondejos (ACS) del Hubble. Crèdits: Imatge terrestre: Observatori Europeu Austral (ESO); imatges de la WFPC2 del Hubble: NASA, ESA, i Hubble Heritage Team (STScI/AURA); imatge del Hubble ACS: NASA, ESA i J. Cannon (Macalester College)

Per a més informació sobre les observacions de Caldwell 57 realitzades pel Hubble, vegeu:

- Una gegantina fàbrica d'estrelles a la galàxia veïna NGC 6822

- La 'X' marca el punt: el Hubble veu la brillantor de la formació estel·lar en una galàxia veïna

C57 al web de la NASA

Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del blog

Per què surt el Sol sempre per l'est?

Clic per engrandir. Per què el Sol surt per l'est?. Crèdit: danillaophoto, Fotolia

Aquesta és una qüestió força elemental, però li farem un petit repàs. Saps per a on surt el Sol? Si el Sol surt per l'est, i sistemàticament per l'est, és perquè la Terra gira sobre si mateixa, sempre en la mateixa direcció.

S'entén que les expressions "el sol surt" i "el sol es pon" no són del tot adequades. El Sol no dorm mai, com sabem. Per descomptat, és la Terra la que gira sobre si mateixa, fent una volta completa en 23 hores, 56 minuts i 4 segons, és a dir, un dia. Com que gira sempre en la mateixa direcció, d'oest a est, el Sol sempre se'ns apareix -i això sigui quin sigui l'hemisferi- sortint per l'est i ponent-se per l'oest.

On surt el Sol?

Per ser més precisos, caldria indicar que les direccions exactes de la sortida i la posta del sol depenen no només de la latitud del lloc on us trobeu sinó també de l'estació. Així, a Barcelona, el Sol surt al nord-est a l'estiu i al sud-est a l'hivern. Això resulta de la inclinació de l'eix de rotació de la Terra que també juga un paper essencial en l'arribada de les estacions.

Aquesta inclinació té l'altra conseqüència que hi ha, als pols geogràfics de la Terra, hi ha una època de l'any en què el Sol mai es pon. Aquest període s'anomena dia polar i pot durar fins a sis mesos. També a l'hivern el període s'anomena nit polar, ja que el Sol no arriba a aixecar-se de l'horitzó.

Ara ja saps on surt el Sol i quins són els motius.

Ho he vist aquí.

El telescopi Webb capta la vista més clara dels anells de Neptú en dècades

El telescopi espacial James Webb de la NASA mostra les seves capacitats més a prop de casa amb la primera imatge de Neptú. El Webb no només ha captat la vista més clara dels anells d'aquest planeta llunyà en més de 30 anys, sinó que les seves càmeres revelen el gegant de gel sota una llum totalment nova.

El més vistós de la nova imatge del Webb és la nítida visió dels anells del planeta, alguns dels quals no s'havien detectat des que el Voyager 2 de la NASA es va convertir en la primera nau espacial a observar Neptú durant el seu sobrevol el 1989. A més de diversos anells brillants i estrets, la imatge de Webb mostra clarament les bandes de pols més febles de Neptú.

"Han passat tres dècades des de l'última vegada que vam veure aquests anells tènues i polsegosos, i aquesta és la primera vegada que els veiem a l'infraroig", assenyala Heidi Hammel, experta en el sistema de Neptú i científica interdisciplinària del telescopi Webb. La qualitat d'imatge extremadament estable i precisa del Webb permet detectar aquests anells tan febles tan a prop de Neptú.

 Clic per engrandir. Crèdits: NASA, ESA, CSA, STScI

Neptú ha fascinat els investigadors des del seu descobriment el 1846. Situat 30 vegades més lluny del Sol que la Terra, Neptú orbita a la remota i fosca regió del sistema solar exterior. A aquesta distància extrema, el Sol és tan petit i tènue que el migdia a Neptú és similar a un tènue crepuscle a la Terra.

Aquest planeta es caracteritza per ser un gegant de gel degut a la composició química del seu interior. En comparació dels gegants gasosos Júpiter i Saturn, Neptú és molt més ric en elements més pesats que l'hidrogen i l'heli. Això es fa palès en l'aspecte blau característic de Neptú a les imatges del telescopi espacial Hubble en longituds d'ona visibles, causat per petites quantitats de metà gasós.

Clic per engrandir. Què veiem a la darrera imatge de Webb del gegant de gel Neptú? Webb va captar set de les 14 llunes conegudes de Neptú: Galatea, Nàiade, Talassa, Despina, Proteu, Làrissa i Tritó. Tritó, la gran i inusual lluna de Neptú, domina aquest retrat de Neptú realitzat pel Webb com un punt de llum molt brillant que llueix els característics pics de difracció que es veuen a moltes de les imatges de Webb. 

La càmera d'infraroig proper de Webb (NIRCam) pren imatges dels objectes al rang de l'infraroig proper, de 0,6 a 5 micres, de manera que Neptú no apareix blau pel Webb. De fet, el gas metà absorbeix tan fortament la llum vermella i infraroja que el planeta és força fosc en aquestes longituds d'ona de l'infraroig proper, excepte quan hi ha núvols de gran alçada. Aquests núvols de gel de metà són prominents com ratlles i taques brillants, que reflecteixen la llum solar abans que sigui absorbida pel gas metà. Les imatges d'altres observatoris, com ara el Telescopi Espacial Hubble i l'Observatori W.M. Keck, han registrat aquests trets ennuvolats de ràpida evolució al llarg dels anys. 

Més subtilment, una línia fina de brillantor que envolta l'equador del planeta podria ser una signatura visual de la circulació atmosfèrica global que impulsa els vents i les tempestes de Neptú. L'atmosfera baixa i s'escalfa a l'equador, de manera que brilla en longituds d'ona infraroges més que els gasos circumdants, més freds.

L'òrbita de 164 anys de Neptú significa que el seu pol nord, a la part superior d'aquesta imatge, està just fora de la vista dels astrònoms, però les imatges del Webb insinuen una brillantor intrigant en aquesta zona. Un vòrtex prèviament conegut al pol sud és evident a la vista del Webb, però per primera vegada Webb ha revelat una banda contínua de núvols d'alta latitud que l'envolta.

Webb també va captar set de les 14 llunes conegudes de Neptú. En aquest retrat de Neptú realitzat per Webb hi ha un punt de llum molt brillant que llueix els característics pics de difracció que es veuen a moltes de les imatges de Webb, però no es tracta d'una estrella. Es tracta més aviat de la gran i inusual lluna de Neptú, Tritó.

Clic per engrandir. La càmera d'infraroig proper de Webb (NIRCam) pren imatges dels objectes al rang de l'infraroig proper, de 0,6 a 5 micres, de manera que Neptú no apareix blau per al Webb. De fet, el gas metà absorbeix tan fortament la llum vermella i infraroja que el planeta és força fosc en aquestes longituds d'ona de l'infraroig proper, excepte quan hi ha núvols de gran alçada. Aquests núvols de gel de metà són prominents com ratlles i taques brillants, que reflecteixen la llum solar abans que sigui absorbida pel gas metà. Crèdits: NASA, ESA, CSA, STScI.

Cobert d'una brillantor gelada de nitrogen condensat, Tritó reflecteix una mitjana del 70 per cent de la llum solar que li arriba. En aquesta imatge, supera amb escreix Neptú perquè l'atmosfera del planeta està enfosquida per l'absorció de metà en aquestes longituds d'ona de l'infraroig proper. Tritó orbita Neptú en una inusual òrbita cap enrere (retrògrada), cosa que porta els astrònoms a especular que aquesta lluna va ser originalment un objecte del cinturó de Kuiper que va ser capturat gravitacionalment per Neptú. Està previst que l'any vinent es facin estudis addicionals de Tritó i Neptú.

El telescopi espacial James Webb és el principal observatori científic espacial del món. Webb resoldrà els misteris del nostre sistema solar, mirarà més enllà, mons llunyans al voltant d'altres estrelles, i explorarà les misterioses estructures i orígens del nostre univers i el nostre lloc. Webb és un programa internacional dirigit per la NASA amb els socis, l'ESA (Agència Espacial Europea) i l'Agència Espacial Canadenca (CSA-ACS).

 

Ho he vist aquí.

Dossier Conèixer els neutrins: 2 El fenomen de les oscil·lacions dels neutrins

El neutrí es va postular l'any 1930 per resoldre un problema important de la física: la conservació de l'energia. La seva existència experimental no es va demostrar fins un quart de segle després. Des de llavors, el neutrí ha ocupat l'escenari amb els seus nombrosos enigmes, però la detecció i, per tant, la verificació de les prediccions, és especialment difícil. Això requereix detectors molt massius. El problema definitiu resolt és el de la massa dels neutrins: tenen massa o no? A veure com va arribar la resposta. 

Coneixem tres tipus diferents de neutrins (i només tres!). S'anomenen: electrònics, muònics i tauònics. Es diferencien entre si com una poma difereix d'una Pera i aquesta es diferencia d'una taronja.

Clic per engrandir. Les partícules elementals canvien d'identitat. Crèdit: Agsandrew, Fotolia

 

Clic per engrandir. Aquesta figura mostra les interaccions de neutrins electrònics i muònics, respectivament, clarament diferenciades en un detector precís utilitzat al CERN i situat en un feix de neutrins produït a partir d'un accelerador. Crèdit: François Vannucci.

Partícules elementals que canvien constantment d'identitat

Per tant, cada tipus de neutrí tindrà la seva pròpia massa. Tanmateix, les partícules elementals no es comporten com una poma o una pera. Són objectes quàntics que poden patir estranyes transformacions i en el cas dels neutrins, els tipus poden oscil·lar entre ells, és a dir, canviar-se entre si amb el temps, com si una poma estigués transmutant en pera quan cau de l'arbre.

Clic per engrandir. ls diferents tipus de neutrins poden oscil·lar entre si. Crèdit: François Vannucci

Aquest fenomen està directament relacionat amb la massa de neutrins, i és gràcies a la seva observació que hem pogut estimar les masses implicades, aquest fenomen s'ha demostrat, en particular, a partir de les dades acumulades pel detector japonès Super-Kamiokande.

Veure:

- Capítol anterior: 1 Oscil·lacions dels neutrins    
- Capítol següent: 3 Neutrins solars

 
Ho he vist aquí. 

La nau Juno de la NASA "escolta" la lluna de Júpiter

Clic per engrandir. Aquesta imatge de la JunoCam mostra dues de les grans tempestes giratòries de Júpiter, captades al 38è pas de perijove¹ de Juno, el 29 de novembre de 2021. Crèdits: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS Processament d'imatges: Kevin M. Gill CC BY

Una pista d'àudio recopilada durant el sobrevol de Ganimedes per part de la missió a Júpiter ofereix un recorregut dramàtic. És un dels aspectes més destacats que els científics de la missió van compartir en una reunió informativa a l'American Geophysical Union Fall Meeting.

Els sons d'un sobrevol de Ganimedes, els camps magnètics i les notables comparacions entre els oceans i les atmosferes de Júpiter i de la Terra es van debatre avui en una sessió informativa sobre la missió Juno de la NASA a Júpiter a la reunió de tardor de la Unió Geofísica Americana a Nova Orleans.

L'investigador principal de Juno, Scott Bolton, del Southwest Research Institute de Sant Antoni, ha estrenat una pista d'àudio de 50 segons generada a partir de les dades recollides durant el sobrevol proper de la missió a la lluna joviana Ganímedes el 7 de juny de 2021. L'instrument Waves de Juno, que sintonitza les ones de ràdio elèctriques i magnètiques produïdes a la magnetosfera de Júpiter, va recollir les dades d'aquestes emissions. A continuació, la freqüència es va desplaçar a la gamma d'àudio per crear la pista d'àudio.

"Aquesta banda sonora és prou salvatge per fer-te sentir com si estiguessis viatjant al llarg de Juno navegant per Ganimedes per primera vegada en més de dues dècades", va dir Bolton. "Si escoltes amb atenció, pots sentir el canvi abrupte a freqüències més altes al voltant del punt mitjà de l'enregistrament, que representa l'entrada en una regió diferent a la magnetosfera de Ganimedes".

Les emissions de ràdio recollides durant el sobrevol de Juno a la lluna Ganímedes de Júpiter el 7 de juny de 2021 es presenten aquí, tant visualment com en so. Crèdits: NASA/JPL-Caltech/SwRI/Univ d'Iowa

L'anàlisi detallada i la modelització de les dades de Waves estan en curs. "És possible que el canvi en la freqüència poc després de l'aproximació més propera es degui al pas del costat nocturn al costat diürn de Ganímedes", va dir William Kurth, de la Universitat d'Iowa, a Iowa City, co-investigador principal de la investigació de Waves.

En el moment de la major aproximació de Juno a Ganímedes -durant el 34è viatge de la missió al voltant de Júpiter- la nau es trobava a 1.038 quilòmetres de la superfície de la lluna i viatjava a una velocitat relativa de 67.000 km/h.

Júpiter magnètic

Jack Connerney, del Centre de Vol Espacial Goddard de la NASA a Greenbelt (Maryland), és l'investigador principal del magnetòmetre de Juno i l'investigador principal adjunt de la missió. El seu equip ha elaborat el mapa més detallat mai obtingut del camp magnètic de Júpiter.

Clic per engrandir. Aquesta imatge de la lluna joviana Ganímedes va ser obtinguda pel generador d'imatges JunoCam a bord de la nau espacial Juno de la NASA durant el seu sobrevol a la lluna gelada el 7 de juny de 2021. Crèdits: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS

El mapa, elaborat a partir de les dades recollides en 32 òrbites durant la missió principal de Juno, proporciona noves dades sobre la misteriosa Gran Taca Blava del gegant gasós, una anomalia magnètica a l'equador del planeta. Les dades de Juno indiquen que s'ha produït un canvi al camp magnètic del gegant gasós durant els cinc anys en què la nau ha estat en òrbita, i que la Gran Taca Blava s'està desplaçant cap a l'est a una velocitat d'uns 4 centímetres per segon amb relació a la resta de l'interior de Júpiter, envoltant el planeta en uns 350 anys.

En canvi, la Gran Taca Vermella -l'anticicló atmosfèric de llarga durada situat al sud de l'equador de Júpiter- es desplaça cap a l'oest a un ritme relativament ràpid, fent la volta al planeta en uns quatre anys i mig.

A més, el nou mapa mostra que els vents zonals de Júpiter (corrents en jet que van d'est a oest i d'oest a est, donant a Júpiter el seu aspecte distintiu de bandes) estan separant la Gran Taca Blava. Això significa que els vents zonals mesurats a la superfície del planeta arriben fins a l'interior del mateix.

El nou mapa del camp magnètic també permet als científics de Juno fer comparacions amb el camp magnètic de la Terra. Les dades suggereixen a l'equip que l'acció de dinamo -el mecanisme pel qual un cos celeste genera un camp magnètic- a l'interior de Júpiter es produeix l'hidrogen metàl·lic, sota una capa que expressa "pluja d'heli".

Les dades que Juno recopila durant la seva missió estesa poden desentranyar encara més els misteris de l'efecte dinamo no només a Júpiter sinó als d'altres planetes, inclosa la Terra.

Els oceans de la Terra, l'atmosfera de Júpiter

Clic per engrandir. D'esquerra a dreta: Un fitoplàncton floreix al mar de Noruega, i núvols turbulents a l'atmosfera de Júpiter. Les imatges de Júpiter proporcionades per la nau espacial Juno de la NASA han donat als oceanògrafs les matèries primeres per estudiar la rica turbulència als pols del gegant gasós i les forces físiques que impulsen els grans ciclons a Júpiter.

Lia Siegelman, oceanògrafa física i becària postdoctoral a la Institució Scripps d'Oceanografia de la Universitat de Califòrnia, San Diego, va decidir estudiar la dinàmica de l'atmosfera de Júpiter després d'adonar-se que els ciclons al pol de Júpiter semblen compartir similituds amb els vòrtexs oceànics que va estudiar durant el seu temps com a estudiant de doctorat.

"Quan vaig veure la riquesa de la turbulència al voltant dels ciclons jovians, amb tots els filaments i remolins més petits, em va recordar la turbulència que es veu a l'oceà al voltant dels remolins", va dir Siegelman. "Aquests són especialment evidents a les imatges satel·litals d'alta resolució de vòrtex als oceans de la Terra que són revelats per les floracions de plàncton que actuen com a marcadors del flux".

El model simplificat del pol de Júpiter mostra que els patrons geomètrics dels vòrtexs, com els observats a Júpiter, emergeixen espontàniament i sobreviuen per sempre. Això significa que la configuració geomètrica bàsica del planeta permet que es formin aquestes intrigants estructures.

Tot i que el sistema d'energia de Júpiter és molt més gran que el de la Terra, entendre la dinàmica de l'atmosfera joviana ens podria ajudar a entendre els mecanismes físics en joc al nostre propi planeta.

Armar Perseu

L'equip de Juno també ha publicat la seva darrera imatge del tènue anell de pols de Júpiter, presa des de l'interior de l'anell mirant cap a fora per la càmera de navegació de la Unitat de Referència Estel·lar de la nau espacial. Les bandes primes més brillants i les regions fosques veïnes a la imatge estan vinculades a la pols generada per dues de les petites llunes de Júpiter, Metis i Adrastea. La imatge també captura el braç de la constel·lació de Perseu. L'equip de Juno també ha publicat la seva darrera imatge del tènue anell de pols de Júpiter, presa des de l'interior de l'anell mirant cap a fora per la càmera de navegació de la Unitat de Referència Estel·lar de la nau espacial. Les bandes primes més brillants i les regions fosques veïnes a la imatge estan vinculades a la pols generada per dues de les petites llunes de Júpiter, Metis i Adrastea. La imatge també captura el braç de la constel·lació de Perseu.

"És impressionant que puguem observar aquestes constel·lacions familiars des d'una nau espacial a 500 milions de quilòmetres de distància", va dir Heidi Becker, co-investigadora principal de l'instrument de la Unitat de Referència Estel·lar de Juny al Laboratori del JPL de la NASA a Pasadena. "Però tot es veu més o menys igual que quan els apreciem des dels nostres patis del darrere aquí a la Terra. És un recordatori impressionant de com som de petits i quant queda per explorar".

Més sobre la missió

JPL, una divisió de Caltech a Pasadena, Califòrnia, administra la missió de Juno per a l'investigador principal, Scott J. Bolton, del Southwest Research Institute a San Antonio. Juno és part del Programa New Frontiers (Noves Fronteres) de la NASA, que s'administra al Centre de Vol Espacial Marshall de la
NASA a Huntsville, Alabama, per a la Direcció de la Missió Científica de l'agència a Washington. Lockheed Martin Space a Denver va construir i opera la nau espacial.

Seguiu la missió a Facebook i Twitter, i obtingueu més informació sobre Juno fent un clic aquí.

¹ Perijove o perijave és un concepte astronòmic: És el punt, en el camí d'un objecte celeste o una nau espacial que orbita (o passa) per Júpiter, on és més a prop del planeta.

Ho he vist aquí.

Dossier Via Làctia: 3 Estructura i components de la galàxia espiral

La Via Làctia, un magnífic camí d'estrelles al cel nocturn, encara guarda molts secrets. La matèria fosca i l'energia, els forats negres supermassius són temes fascinants per entendre millor la nostra galàxia.

Com ho fan les galàxies espirals per mantenir els braços ben oberts? Els astrònoms fa temps que es fan aquesta pregunta. Les galàxies espirals són, però, molt nombroses: dues de cada tres, les altres ho són de qualsevol tipus; galàxies el·líptiques, de forma esferoïdal, o nanes irregulars.

Clic per engrandir. NGC 1300, una galàxia espiral barrada. Crèdit: NASA, ESA i The Hubble Heritage Team STScI/AURA), DP

Les galàxies espirals s'aplanen en un disc prim, que gira al voltant del seu eix central. El problema és que no giren com un disc sòlid: el centre gira més ràpid que la vora. El material triga 20 milions d'anys a completar una revolució a una distància de 3.000 anys llum des del centre, on comença l'espiral, mentre triguen mil milions d'anys a girar a la vora extrema, a 150.000 anys llum de distància. Durant una revolució a la vora, l'estrelles des del centre hauran fet 50 voltes.

Imagineu braços espirals dibuixats en un disc: si el centre gira més ràpid, l'estructura espiral s'enrotllarà i els braços es tancaran molt ràpidament. Tanmateix, en els exemples d'estructures espirals visibles a les imatges de sota, els braços estan molt oberts.

Clic per engrandir. Exemples de galàxies espirals fotografiades en llum infraroja pel VLT (Very Large Telescope) de l'ESO (European Southern Observatory), a Xile: d'esquerra a dreta, NGC 5427, NGC 4321 i NGC 1300. Crèdit: ESO

Els braços espirals, ones de densitat

La solució a aquest problema va ser proposada l'any 1964 per Lin i Shu: els braços espirals són ones de densitat, no són braços materials. Les estrelles i el gas interestel·lar entren i surten dels braços espirals, durant la seva rotació al voltant del centre. Les ones de densitat espiral, com l'ona barrada, giren a a velocitat més feble, a velocitat angular constant com un cos sòlid. A més, l'espiral barrada que dibuixen al cel no es deforma.

El gas interestel·lar, cada vegada que entra a l'ona espiral, pateix una ona de xoc, que el comprimeix i el desestabilitza: núvols densos es multipliquen i formen estrelles. És per això que la majoria de les estrelles joves i brillants neixen als braços espirals, que són més blaus i acullen un gran nombre de nebuloses ionitzades. Les estrelles joves i massives consumeixen el seu gas amb reaccions nuclears molt més ràpid que les estrelles més clares. Ja estan morts un cop s'ha creuat el braç espiral, després de 10 a 20 milions d'anys, i per tant no il·luminen l'interbraç. Les estrelles de més gran durada de vida, com el Sol (vuit mil milions d'anys), no són gaire brillants, d'aquí l'interbraç relativament fosc.

Les galàxies espirals mai estan en equilibri, la matèria del disc gira en espiral cap al centre, perdent moment angular, degut precisament a les parelles de torsió de l'espiral i de la barra. La concentració de massa cap al centre produeix una protuberància cada cop més massiva, segons la seqüència del Hubble representada a la imatge següent.

Clic per engrandir. Representació de la seqüència del Hubble, o "diapasó del Hubble". A l'esquerra, les galàxies el·líptiques més o menys oblates, des de E0 (esfera) fins a E7 (ablatinació màxima) [la xifra és igual a 10 x (A - B)/A, on A i B són els eixos principals]. A la dreta, les galàxies espirals es divideixen en dues branques, barrades (inferior) o no, i la proporció de protuberància/disc disminueix d'esquerra a dreta. Al centre, les galàxies lenticulars S0, que tenen un disc, u na protuberància massiva, però sense gas, i poques espirals. Crèdit: Françoise Combes

Es creu que les galàxies tenen una forma espiral al començament de la seva vida, perquè la fracció de gas és molt gran. Aleshores les fusions de galàxies fan que perdin gradualment la rotació per convertir-se en el·líptiques.

Clic per engrandir. Imatges en color compostes obtingudes amb el telescopi espacial Hubble de quatre cúmuls de galàxies en formació estel·lar, tres mil milions d'anys després del Big Bang. Crèdit: G. Barro, NASA, ESA

Les galàxies sempre han estat espirals?

Quan observem les galàxies llunyanes, més joves que avui des que retrocedim en el temps, n'observem moltes que són irregulars, formant grumolls. La taxa d'interaccions entre galàxies també és més gran, la qual cosa les fa més pertorbades, però no solament.

Fins i tot les galàxies aïllades són més irregulars. Això probablement es deu a la fracció de gas més gran. Si una galàxia espiral típica d'avui conté d'un 5 a un 10% de gas, les galàxies tenen al voltant de la meitat d'edat de l'univers al contenir-ne encara el 50%!.  Aquestes s'han fet inestables respecte a la fragmentació gravitatòria, el que explica la presència de grumolls. Aquestes butxaques de gas inestable estan formant estrelles activament, com es veu a les imatges que es mostren a dalt.

Veure:

Anterior: 2 Formes i dimensions de la Via Làctia
Següent: 4 La Via Làctia i la matèria negra

Ho he vist aquí.

Així és com es veu un protó

Clic per engrandir. És difícil obtenir una imatge de l'estructura de la matèria. Els investigadors de l'Institut Tecnològic de Massachusetts (MIT, Units Units), però, han acceptat el repte. Ofereixen una animació que ens ajuda amb l'estructura del protó.Crèdit: Equip "Visualizing the Proton", MIT, Jefferson Lab.

Com és un protó? Com una bola de billar, però molt petita. Segur. O és clar que no! Perquè al llarg de les dècades, la física ens ha ensenyat que les coses són una mica més complicades que això. Tant és així que s'ha fet difícil imaginar-los. Però els investigadors s'han unit amb artistes per acceptar el repte. Aquí teniu el resultat.

L'àtom és un element fonamental de la nostra realitat, però realment el coneixeu tan bé?

La cadira on esteu asseguts ara mateix. L'ordinador on llegiu aquest tema. I fins i tot l'ocell que escoltes cantant per la finestra oberta. La matèria que ens envolta està feta d'àtoms. Partícules diminutes invisibles per als nostres ulls. Partícules diminutes elles mateixes formades per electrons, de neutrons i protons. Partícules encara més petites. Encara més invisible.

Invisible, però encara molt real. Aleshores, us heu preguntat mai com són aquestes petites partícules? Com petits sistemes solars fet d'electrons que graviten al voltant d'un nucli format per neutrons i protons. Aquesta és la imatge que fa temps que es proposa. Però el físics d'avui saben que no és just així. I com que hem de començar per algun lloc, investigadors del Massachusetts Institute of Technology (MIT, Estats Units) ens conviden a descobrir quin és el protó, una partícula no més gran que un femtòmetre, és a dir, de 10^-15 metres. I atenció al espòiler, no és la bola de billar perfecta que tradicionalment encara ens presenten a l'escola.

Per ser sincers, els investigadors del MIT ja fa gairebé vint anys que hi pensen. Que reflexionin sobre la millor manera de donar-nos una imatge precisa del que és un protó. La idea de fer-ne un simple retrat robot es va descartar ràpidament. Perquè el món de la física de partícules és d'alguna manera... viva! Està evolucionant. Està en moviment. Es creen partícules. Altres desapareixen. Alguns es transformen. I només una animació podria fer palpable aquesta realitat.

Però els físics del MIT realment volien anar més enllà de tot el que es coneixia. De tot el que ja s'havia presentat fins ara. Es van plantejar un autèntic repte: col·laborar amb artistes. Proporcionar una animació que sigui científicament precisa i visualment atractiva. Preneu decisions atrevides que ajudin a "la gent a marxar amb una millor comprensió del seu rendiment i de la física en general".

Clic per engrandir. Aquesta representació del protó -tres boles subjectes en una mena de bola de billar més gran per molles- ens ajuda a entendre la seva estructura: dos quarks up (u) i un quark down (d) units per gluons. Però de cap manera mostra què està passant realment al món quàntic. Crèdit: Dmitry Kovalchuk, Adobe Stock 

El protó, una partícula en última instància no tan esquiva

Abans d'anar més lluny, recordeu que els investigadors han establert que el protó no és una partícula elemental. Està format per tres quarks: dos anomenats quarks up ("amunt" en català) i un anomenat quark down (avall en català). I aquesta força és la que els físics anomenen forta interacció que els uneix. Mitjançant l'intercanvi de gluons. Aquesta interacció és tan poderosa que mai abans s'havien observat quarks i gluons per separat.

Els artistes que van treballar amb els equips del MIT van representar així els quarks com a punts de llum. Punts de llum en moviment el color dels quals canvia constantment, canviant de vermell a verd i blau per representar les càrregues de color que apareixen entre els quarks i els gluons sotmesos a la interacció forta. Perquè segons la teoria quàntica, tots els sistemes de quarks i gluons porten la mateixa quantitat d'aquests tres colors. Tot i que en realitat no són de color blau, vermell o verd.

Aquest animació "Visualitzant el protó" dóna una idea de què és realment aquest constituent dels nuclis atòmics. Crèdit: Equip "Visualizing the Proton", MIT, Jefferson Lab

Els experiments realitzats amb acceleradors de partícules cada cop més eficients també han demostrat als físics que, al cor del protó, generalment són els gluons els que marquen la llei. Però en algunes regions, els quarks prenen el relleu. En pocs anys, un nou instrument, el 'Superconducting Super Collider" (Estats Units), hauria de permetre concretar què passa als límits d'aquestes regions. Però ja, l'equip que va ajudar els investigadors del MIT a produir una representació fidel del protó ha aconseguit construir una animació que tingui en compte la seva estructura canviant. Una estructura dominada pels gluons que se separen i es recombinen constantment quan el "temps d'exposició" -que es correspon una mica a la fracció del moment del protó transportat per un quark o un gluó- és baix. Quan el "temps d'exposició" augmenta, és el procés de creació per part d'un gluó d'un quark i el seu antiquark el que es mostra. Finalment, amb un "temps d'exposició" elevat , apareixen els tres quarks que formen el protó.

Millor que això, els investigadors van aconseguir posar en imatge allò que s'observa quan un s'endintra al cor del protó. En augmentar la resolució espacial. Quan apareixen detalls i un efecte relativista fa que el protó perdi la seva forma de bola i el converteixi en un disc. Durant un temps d'exposició baix, apareix un nombre creixent de gluons. Per a un temps d'exposició elevat, és una estructura bastant tosca, però igualment definida i que inclou tres quarks, que esdevé més marcada.

Els investigadors ara tenen previst treballar en el desenvolupament d'una versió en 3D d'aquesta visualització del protó. Abans de proposar, més tard, una animació del nucli atòmic. I francament, qui no somia seguir-los al meravellós món de la física de l'infinitament petit?.

Ho he vist aquí.

Conflicte de Galàxies?

 Clic per engrandir. Crèdit: ESA/Hubble i NASA, W. Keel⁣

A primera vista, semblen superposar-se aquestes dues galàxies espirals, situades a més de mil milions d'anys llum de la Terra. En realitat, tot i que semblen col·lisionar en aquesta imatge, l'alineació de les dues galàxies és probablement només per casualitat - totes dues no estan realment interactuant.

Aquesta imatge és una de les moltes observacions del telescopi espacial Hubble de la NASA, que aprofundeixen en els aspectes més destacats del projecte Galaxy Zoo. Establert originalment el 2007, Galaxy Zoo i els seus successors són projectes massius de ciència ciutadana que es basen en classificacions de galàxies realitzades per un grup de centenars de milers de voluntaris. Aquests voluntaris classifiquen les galàxies captades pels telescopis robòtics i sovint són els primers a veure un objecte astronòmic. 

En el transcurs del projecte original Galaxy Zoo, els voluntaris van descobrir una col·lecció de galàxies estranyes i meravelloses, com a galàxies espirals de tres braços i galàxies anulars en col·lisió. Els astrònoms que coordinen el projecte van sol·licitar temps del Hubble per observar els habitants més inusuals del Zoo de Galàxies, però fidels a les arrels del projecte, la llista d'objectius va ser elegida per votació pública.

Descripció de la imatge:

Dues galàxies superposades captades pel telescopi espacial Hubble. Al centre de la imatge es veuen dues galàxies en espiral superposades entre si. La galàxia de més amunt té un interior de tonalitats blanques i els altres extrems són visiblement més ataronjats. La galàxia de la part inferior és principalment de color taronja amb tonalitats rovellades. El fons de la imatge està encapsulat per la negror fosca de lespai amb petites motes de color per tot arreu, aquestes petites motes són galàxies distants.

 

Ho he vist aquí.