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.

No aparenta ni un dia més de 4.500 milions d'anys.

 Clic per engrandir. Crèdit: NASA/GSFC/SDO⁣

Feliç Any Nou de l'estrella de l'espectacle que fa tot això possible, començant una nova òrbita al voltant del nostre Sol, a 150 milions de km de la Terra. Còsmicament de mitjana edat i classificat com una nana groga, la naturalesa dinàmica i sempre canviant del Sol envia constantment energia al sistema solar. Els científics poden estimar l'edat del Sol observant les coses més antigues del nostre sistema solar, que juntament amb el Sol, es van formar totes més o menys alhora.

El Sol es troba al centre del nostre sistema solar, amb 1,4 milions de km d'amplada i un nucli que arriba a temperatures de 15 milions de graus Celsius. La gravetat del Sol manté unit el nostre sistema solar, des dels planetes més grans fins a les deixalles espacials més petites.

Una flota de naus espacials vigila el Sol 24 hores al dia, 7 dies a la setmana, ampliant el nostre coneixement de l'estrella en una branca de la ciència coneguda com a heliofísica, incloent la nau espacial que va prendre aquesta imatge: l'Observatori de Dinàmica Solar (SDO-Solar Dynamics Observatory).

El SDO orbita la Terra en un patró geosincrònic: manté una trajectòria en forma de vuit sobre la longitud de Nou Mèxic. A causa de la seva òrbita, està constantment a la vista de les antenes de ràdio de la Terra; també entra en una temporada d'eclipsis dues vegades a l'any, quan la nau espacial llisca darrere de la Terra fins a 72 minuts al dia, enfosquint el Sol amb l'ombra de la Terra, com es veu aquí.

Descripció de la imatge: L'espai negre envolta el Sol, que brilla i s'arremolina en vermell, taronja i taques grogues i està envoltat per l'ombra de la Terra. Les erupcions taquen les vores de l'estrella i envien material a l'espai.

Ho he vist aquí.

Com es va descobrir el Kevlar?

Clic per engrandir. Fibres de Kevlar. Crèdit: Cjp24, Wikimedia Commons, CC by-sa 3.0

Un dia de l'any 1964, Stephanie Kwolek, química de DuPont a Nemours, estava provant una nova barreja de polímers. El seu objectiu: descobrir una nova fibra sintètica que enfortiria els pneumàtics dels cotxes alhora que els alleugeriria. Davant dels seus ulls es forma una solució blanquinosa estranya i força inusual. Stephanie encara no ho sap, però acaba d'inventar el Kevlar, un material que revolucionarà els equips en molts camps i que la entrar a la història de les grans innovacions científiques.

Química: top 5 de les reaccions més espectaculars La  química és un món fantàstic. De vegades n'hi ha prou amb barrejar uns quants productes per generar precipitats, canvis de color i, de vegades, fins i tot explosions. Fem un breu recorregut en vídeo pel món de les reaccions químiques.

Stephanie Kwolek va néixer el 31 de juliol de 1923 en una petita ciutat nord-americana prop de Pittsburgh. Els seus pares, emigrants polonesos, li van donar molt aviat el gust per la ciència, el descobriment i l'aprenentatge. Així, passa la major part del seu temps lliure a l'aire lliure observant plantes i insectes, al costat del seu pare, un naturalista apassionat. Es meravella amb la diversitat de textures, formes, colors i materials que la natura és capaç de produir. El seu pare li explica els principals processos biològics, físics i químics que regeixen el món. Amb suavitat, forja així els fonaments del raonament científic de la seva filla, sense saber que això la portarà anys més tard a inventar un nou material amb propietats revolucionàries.

L'auge de la química sintètica i els materials polimèrics

Després de l'escola secundària, Stephanie va continuar els seus anys d'universitat de manera brillant. Però, malgrat la seva certa atracció per la química, és cap a la medicina on la dirigeix el seu cor. Quan es va graduar l'any 1946, als 23 anys, es va plantejar seriosament iniciar un nou curs de formació per ser metgessa.

Però les escoles de medicina són cares. Per tant, Stephanie decideix trobar la seva primera feina com a química per recaptar els fons necessaris per continuar els seus estudis de medicina. Va ser contractada per DuPont a Nemours, empresa especialitzada en la indústria química i pionera en el desenvolupament de nous materials polimèrics. Ràpidament es va integrar en projectes de recerca sobre el desenvolupament de nous polímers.

Clic per engrandir. Rètol de l'empresa DuPont especialitzada en el desenvolupament de nous materials polimèrics. Crèdit: Lippincott Studio, Wikimedia Commons, domini públic

Des de principis del segle XX, la química sintètica i els nous plàstics han experimentat un autèntic auge. La baquelita i la cel·lofana van fer la seva aparició a la primera dècada del segle, després van ser seguits el 1926 per la invenció del PVC, que va tenir molt ràpidament un enorme èxit comercial. El poliestirè va aparèixer l'any 1930. L'any 1935, l'empresa DuPont, per a la qual Stephanie treballaria deu anys més tard, va tenir un èxit important amb la invenció de la poliamida, una fibra sintètica molt resistent que es pot teixir finament i que serà ràpidament utilitzada pels exèrcit per dissenyar teixits de paracaigudes més resistents.

Així doncs, en temps de guerra, és l'exèrcit el que es beneficiarà en primer lloc d'aquests nous materials, com la silicona, el cautxú sintètic o fins i tot el tefló. Aquest últim va ser, de fet, utilitzat per primera vegada a la indústria nuclear militar abans d'entrar a les llars el 1960, recobrint les paelles.

A la recerca de fibres sintètiques cada cop més resistents

Per tant, als laboratoris de DuPont, Stephanie Kwolek va començar a treballar en diversos projectes que ràpidament la van fascinar. L'ambient general és d'innovació i creativitat. Un ambient que li convé perfectament. Per tant, la seva set de descobriments i nous reptes es va apagar en gran mesura, i el treball va ser tan interessant i estimulant que va canviar completament els seus plans de carrera i va abandonar la seva ambició de convertir-se en metgessa. A partir d'ara es dedicarà exclusivament a la química fins a la seva jubilació l'any 1986.

Entre els treballs sobre els quals s'emprèn, molts són els que donaran lloc a noves patents. Entre altres coses, treballarà en el desenvolupament de nous processos de polimerització per condensació a baixa temperatura, que permetin facilitar la producció de materials com el niló. A poc a poc es va consolidar com una figura important dins l'equip de recerca de l'empresa. La seva visió i creativitat científica van ser cada cop més reconegudes i finalment va guanyar un premi de l'American Chemical Society el 1959 per la seva trajectòria al llarg de la seva vida.

Clic per engrandir. Stephanie Kwolek. Crèdit: Science History Institute, Wikimedia Commons , CC by-sa 3.0

I tanmateix, la seva brillant carrera està lluny d'haver acabat. A principis dels anys 60, davant la trista perspectiva d'una propera crisi del petroli, la companyia DuPont va emprendre un nou programa d'investigació amb l'objectiu de millorar la composició dels pneumàtics i reduir així el consum de combustible dels vehicles. Per a això, cal desenvolupar nous materials i més particularment fibres sintètiques capaços de resistir condicions extremes. La idea és desenvolupar un nou material lleuger però extremadament resistent. Amb les seves habilitats, Stephanie Kwolek s'integra directament al projecte.

Invenció de les solucions de cristall líquid i descobriment del Kevlar

Stephanie es posa directament a la feina. Així, al seu petit laboratori, va començar a provar diferents combinacions de polímers per tal d'obtenir un nou material amb les propietats desitjades. Però el repte també passa per poder-ne convertir en una fibra ultra-resistent, capaç de ser teixida.

El repte és descoratjador i el primer pas és produir una solució homogènia d'una barreja de dos polímers dissolts. Els primers intents no són, però concloents, però ella no es rendeix. I un bon dia, va fer clic. Prova un nou dissolvent, que creu que és capaç de dissoldre els dos polímers que ha seleccionat finament i acaba obtenint un estrany líquid blanquinós.

"Aquesta solució era inusualment fluida, de baixa viscositat i s'assemblava a la llet, que es tornava opalescent quan es sacsejava l'ampolla", explicava uns anys després. Les solucions de polímers convencionals solen ser força clares o translúcides, amb una viscositat més o menys semblant a la de la melassa. Tot i que la solució que havia preparat semblava una mescla heterogènia per la seva opalescència, es podia filtrar fàcilment i completament a través de porus molt fins. En realitat era una solució de cristall líquid, però en aquell moment encara no ho sabia.

Les anàlisis també mostren que, en determinades condicions, les molècules d'aquesta solució s'alineen de manera paral·lela, cosa que podria permetre la producció de fibres rígides. Mai s'havien preparat aquestes solucions al laboratori. Som l'any 1964 i Stephanie Kwolek acaba d'inventar el primer material polimèric de cristall líquid: poli (p-fenilentereftalamida), pel seu sobrenom, PPD-T.

Quan porta aquesta solució per produir fibres, el tècnic tem que aquesta barreja que li sembla heterogènia obstrueixi els filtres extremadament fins de la filadora. Però Stephanie finalment el convenç perquè ho intenti. La seva intuïció científica li diu que guarda alguna cosa completament nova i que, en aquesta petita ampolla plena d'un líquid blanquinós, poden ser les bases d'un material revolucionari.

Una fibra 5 vegades més resistent que l'acer i molt més lleugera

Per sorpresa del tècnic, no només la barreja de polímers no és un problema per a la màquina, sinó que produeix fibres de color groc daurat especialment rígides. A primera vista, semblen molt més forts i rígids que el niló, que aleshores és una de les fibres sintètiques més resistents. Per tant, Stephanie envia una mostra d'aquestes fibres per passar proves de resistència.

 

Els resultats són sorprenents. Les proves tècniques mostren que a igual massa, PPD-T és 5 vegades més fort que l'acer!. Stephanie sap que acaba de fer un descobriment important. Conscient d'aquest descobriment, el director del laboratori va veure molt ràpidament les possibilitats fenomenals que obre aquest nou material. Batejat Kevlar, el PPD-T es va patentar molt ràpidament, després es va desenvolupar en diferents formes i es va comercialitzar el 1971.

 

Molt lleuger, extremadament rígid, resistent als cops, al cisallament i a la calor fins a 400 °C, sembla en primer lloc especialment indicat per a la composició d'armilles antibales o diversos equips de protecció per a l'exèrcit i la indústria, com els cascs. o guants. A poc a poc, anirà entrant en la composició d'equipaments cada cop més diversos on les seves propietats físiques aporten millores importants: pneumàtics antipunxades, cascs d'embarcacions, veles, pròtesis, material esportiu com raquetes de tennis o fins i tot esquís, fibres òptiques, etc. Avui, Kevlar s'utilitza en més de 200 aplicacions.
 

Clic per engrandir. Guants de Kevlar resistents als talls i a la calor. Crèdit: Cjp24, Wikimedia Commons, CC by-sa 3.0

 

La invenció del Kevlar seguirà sent un dels grans èxits de l'empresa, fet que li permetrà generar importants beneficis. Però malgrat això, Stephanie Kwolek no en va treure cap benefici econòmic, ja que la patent era propietat de l'empresa.

Una vida dedicada a la ciència

Tota la seva feina va ser però, reconeguda tant per l'empresa DuPont, que li va atorgar la medalla Lavoisier el 1995 pels seus èxits tècnics excepcionals i el seu gran paper en el descobriment del Kevlar, com també per la comunitat científica internacional. Així, rebrà diverses distincions d'institucions científiques de renom, entre elles l'American Chemical Society. El 1995, va ser incorporada a la prestigiosa llista del National Inventors Hall of Fame, que aleshores només contenia tres dones més, i va ser reconeguda com una de les 175 personalitats que han marcat la química per la Royal Society of Chemistry.

Clic per engrandir. Medalla rebuda per Stephanie Kwolek de la Royal Society of Chemistry. Crèdit: Andy Mabbett, Wikimedia Commons , CC by-sa 4.0  

Malgrat aquest èxit, Stephanie sempre es mantindrà especialment humil. La seva major felicitat, diu, és haver fet un descobriment que ha servit a la humanitat i ha salvat vides. Després de la seva jubilació, va continuar al servei del progrés científic, en particular convertint-se en consultora de DuPont, però també de l'Acadèmia Nacional de Ciències. També desenvolupa nombroses demostracions de química per a professors. Molts encara s'utilitzen avui a les escoles per introduir els escolars nord-americans a la química.

Finalment va morir als 90 anys, l'any 2014, després d'una vida dedicada al servei de la innovació i la ciència.

Ho he vist aquí.

Una estructura sorprenent

Clic per engrandir. Primer pla de l'anell B de Saturn. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

Aquesta imatge de la nau espacial Cassini de la NASA mostra una estructura ondulada als anells de Saturn coneguda com a ona espiral de densitat Janus 2:1. Resultat del mateix procés que crea les galàxies espirals, les ones de densitat espiral als anells de Saturn estan molt més estretament enrotllades. En aquest cas, una de cada dues crestes de l'ona és en realitat el mateix braç espiral que ha envoltat tot el planeta diverses vegades.

Aquesta és l'única ona de densitat important visible a l'anell B de Saturn. La major part de l'anell B es caracteritza per estructures que dominen les zones on es podrien produir ones de densitat, però aquesta porció més interna de l'anell B és diferent.

El radi des de Saturn on s'origina l'ona (cap avall a la dreta en aquesta imatge) és a 96.233 quilòmetres del planeta. En aquesta posició, les partícules de l'anell orbiten Saturn dues vegades per cada vegada que la lluna Janus orbita una vegada, creant una ressonància orbital. L'ona es propaga cap a l'exterior des de la ressonància (i s'allunya de Saturn), cap a la part superior esquerra en aquesta vista. Per raons que els investigadors no comprenen del tot, l'amortiment de les ones per les estructures anulars més grans és molt feble en aquest lloc, per la qual cosa aquesta ona es veu ressonant per centenars de crestes d'ona brillants, a diferència de les ones de densitat a l'anell A de Saturn.

La imatge fa l'efecte que el pla de l'anell està inclinat allunyant-se de la càmera cap a la part superior esquerra, però no és així. A causa de la mecànica de propagació d'aquest tipus d'ones, la longitud d'ona disminueix amb la distància a la ressonància. Així, la part superior esquerra de la imatge és tan a prop de la càmera com la part inferior dreta, mentre que la longitud d'ona de l'ona de densitat és simplement més curta.

Aquesta ona és notable perquè Janus, la lluna que la genera, es troba en una estranya configuració orbital. Janus i Epimeteu (vegeu PIA12602) comparteixen pràcticament la mateixa òrbita i intercanvien els seus llocs cada quatre anys. Cada vegada que es produeix un d'aquests intercanvis d'òrbita, l'anell respon en aquest lloc, generant una nova cresta a l'ona. La distància entre un parell de crestes correspon a quatre anys de propagació de l'ona aigües avall de la ressonància, cosa que significa que l'ona que es veu aquí codifica moltes dècades de la història orbital de Janus i Epimeteu. Segons aquesta interpretació, la part de l'ona situada a la part superior esquerra d'aquesta imatge correspon a les posicions de Janus i Epimeteu a l'època dels sobrevols de les Voyager el 1980 i 1981, moment en què es va demostrar per primera vegada que Janus i Epimeteu eren dos objectes diferents (es van observar per primera vegada el 1966).

Epimeteu també genera onades en aquest lloc, però són inundades per les onades de Janus, ja que Janus és la més gran de les dues llunes.

Aquesta imatge va ser presa el 4 de juny del 2017 amb la cambra d'angle estret de la nau espacial Cassini. La imatge va ser adquirida al costat il·luminat pel Sol dels anells des d'una distància de 76.000 quilòmetres de la zona fotografiada. L'escala de la imatge és de 530 metres per píxel. L'angle de fase, o angle Sol-anell-nau espacial, és de 90 graus.

La missió Cassini és un projecte de cooperació de la NASA, l'ESA (Agència Espacial Europea) i l'ASI (Agència Espacial Italiana). El Laboratori de Propulsió a Jet, una divisió de Caltech a Pasadena, gestiona la missió per a la Direcció de Missions Científiques de la NASA, a Washington. L'orbitador Cassini i les seves dues càmeres a bord van ser dissenyats, desenvolupats i acoblats al JPL. El centre d'operacions d'imatge es troba a l'Space Science Institute de Boulder (Colorado).

Per a més informació sobre la missió Cassini-Huygens, feu un clic aquí o aquí). Podeu accedir a la pàgina web de l'equip d'imatges de Cassini fent un altre clic aquí.

Ho he vist aquí.

Els astrònoms troben restes de galàxies devorades per la Via Làctia

Clic per engrandir. La Via Làctia es va formar a través de nombroses col·lisions amb altres galàxies més petites. Un equip internacional afegeix avui una sisena d'aquestes col·lisions a la llista ja coneguda. S'hauria produït fa entre 8 i 10 mil milions d'anys. Aquí, una imatge artística il·lustrativa. Crèdit: ordus, Adobe Stock

La història de la Via Làctia està feta de col·lisions. Els astrònoms ho saben. I avui, un equip internacional explica com va aprofitar dades d'extrema precisió i el poder dels algorismes per dibuixar amb alguns detalls addicionals, l'arbre genealògic de la nostra galàxia.

En vídeo: la col·lisió de la Via Làctia amb la galàxia d'Andròmeda. La galàxia d'Andròmeda (M31) i la Via Làctia s'apropen. Descobriu en vídeo què passarà durant els propers mil milions d'anys i com serà la col·lisió d'aquestes dues grans galàxies.

La Via Làctia es va formar fa uns 12.000 milions d'anys. Des de llavors, com les altres galàxies que poblen l'Univers, va créixer en massa i en grandària, gràcies a nombroses col·lisions. Amb el temps, ha atret galàxies més petites o cúmuls d'estrelles, que ha absorbit literalment. Integrant a les seves files, aquestes estrelles estrangeres. I per entendre com es formen les galàxies, als astrònoms els hi cal saber més sobre aquestes col·lisions.

Busquen incansablement les empremtes deixades a la Via Làctia per aquests esdeveniments de fusió. En les dades retornades per la missió GAIA, per exemple. Perquè pretén mesurar amb precisió la posició, la distància i moviment d'estrelles de la Via Làctia. Així és com un equip internacional va aconseguir dibuixar una mica més clarament l'arbre genealògic de la nostra galàxia.

Tot es juga a l'halo de la Via Làctia. Una regió que s'estén molt més enllà de la part principal de la nostra galàxia. Aquí és on trobem el que els astrònoms anomenen corrents estel·lars. Es formen a partir d'estrelles de galàxies petites que xoquen relativament lentament amb la Via Làctia. Quan la col·lisió és més brutal, les estrelles, però també els cúmuls globulars en particular, les galàxies petites es troben disperses de manera aleatòria al nostre halo.

Clic per engrandir. En aquest mapa, els 257 objectes estudiats pels investigadors: cúmuls globulars simbolitzats per estrelles, corrents estel·lars simbolitzats per punts i galàxies satèl·lit simbolitzats per quadrats. En blau, els objectes més propers al nostre Sol i en vermell, els més llunyans. Crèdit: Universitat d'Estrasburg.

Cinc col·lisions... més una

Els astrònoms han estudiat aquesta vegada uns 170 cúmuls globulars, 41 corrents estel·lars i 46 galàxies satèl·lits de la Via Làctia. I analitzant les seves trajectòries i totes les dades cinemàtiques de què disposen mitjançant algorismes ultra-poderosos, demostren que el 25% d'ells es divideixen en sis grans grups. Sis grans grups, cadascun corresponent a una col·lisió passada.

Clic per engrandir. Aquí, la Via Làctia vista per Gaia. Els punts i els quadrats de color violeta corresponen a objectes introduïts a la Via Làctia pel recentment descobert esdeveniment de fusió Pontus. Crèdit: ESA/Gaia/DPAC, CC BY-SA 3.0 IGO

La majoria de les fusions galàctiques identificades ja eren conegudes pels investigadors. Però aquest treball permet especificar les galàxies pares de diferents cúmuls globulars, corrents estel·lars o galàxies satèl·lit. Així els corrents deficients en metalls C-19, Sylgr i fènix vindria de la fusió amb la galàxia LMS-1/Wukong. N'hi ha prou per considerar-la com una galàxia que s'hauria format molt poc després del Big Bang.

Aquesta col·lisió amb LMS-1/Wukong, que els astrònoms ja coneixien, igual que els de les galàxies Balena, Botifarra-Gaia o Enceladus o Arjuna/Sequoia/I'itoi, es va produir fa d'uns vuit a deu mil milions d'anys. La col·lisió amb Sagitari, també ja identificada en el passat, sembla més recent. Podria datar de "només" de 5 a 6 mil milions d'anys. Perquè segueix sent molt "actiu".

També va aparèixer una sisena col·lisió fins ara desconeguda als ulls dels investigadors. El van anomenar Pontus, que significa "mar", com un dels primers fills de Gaia, la deessa grega de la Terra. Aquest esdeveniment també s'ha d'haver produït fa entre 8 i 10 mil milions d'anys. I ja hi ha rumors que una setena fusió encara podria estar amagada a les dades.

Ho he vist aquí.

Júpiter a l'ombra de Ganímedes

Clic per engrandir. Júpiter. Crèdit imatge: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS; Processament de la imatge: Thomas Thomopoulos. CC BY

Durant el seu 40è pas proper per Júpiter, la nau espacial Juno de la NASA, va veure com Ganímedes projectava una gran taca fosca sobre el planeta el 25 de febrer de 2022.

La JunoCam va captar aquesta imatge des de molt a prop de Júpiter, cosa que fa que l'ombra de Ganímedes sembli especialment gran. En el moment en què es va prendre la imatge en brut, la nau espacial Juno era a uns 71.000 quilòmetres per sobre dels cims dels núvols de Júpiter i 15 vegades més a prop del planeta que Ganímedes.

Un observador situat al cim dels núvols de Júpiter, dins de l'ombra ovalada, experimentaria un eclipsi total de Sol. Els eclipsis totals són més freqüents a Júpiter que a la Terra per diverses raons: Júpiter té quatre llunes principals (Ganímedes, Io, Cal·listo i Europa) que sovint passen entre Júpiter i el Sol, i com les llunes de Júpiter orbiten en un pla proper al pla orbital de Júpiter, les ombres de les llunes es projecten sovint sobre el planeta.

Aquesta fotografia va ser considerada per la NASA com la seva imatge del dia el 24 d'Octubre del 2022.

Ho he vist aquí.

Dossier. La matèria fosca; 3 en cúmuls de galàxies

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 seva naturalesa.

La major part de les galàxies s'agrupen en cúmuls, als quals estan vinculats gravitacionalment: tot el cúmul atrau i reté cadascuna de les galàxies. Una observació atenta dels cúmuls mostra que també contenen una gran quantitat de gas. Es poden utilitzar diversos mètodes per estimar la massa d'aquests cúmuls, i totes les mesures coincideixen que és més gran que la de les galàxies i el gas junts.

Clic per engrandir. Cúmul de galàxies. Crèdit: Yuriy Mazur, Adobe Stock.

Per tant, sembla que aquests objectes contenen una gran quantitat de massa en una altra forma, que s'anomena matèria fosca. Els cúmuls de galàxies constitueixen objectes d'elecció per estudiar el problema de la matèria fosca, perquè es pot estudiar la seva distribució de massa mitjançant diversos mètodes independents:

- El moviment de les seves galàxies
- Les propietats del gas calent que contenen
- Els fenòmens de lents gravitacionals que hi observem
- La pertorbació de la radiació còsmica de fons que indueixen (efecte Sunyaev Zeldovitch)
- Modelització de la seva formació per col·lapse gravitacional per la manca d'homogeneïtat primordial.

Els moviments de les galàxies dins dels cúmuls

Primer, dins de cada cúmul, les galàxies es mouen. El seu moviment està determinat per les forces de gravitació a què estan sotmeses, i per tant a la massa circumdant (tornarem amb detall a la pàgina dedicada a les galàxies sobre la relació entre moviment i distribució de masses). L'anàlisi d'engranatges per tant, proporciona informació sobre la massa dels cúmuls. Això va portar a Zwicky, ja l'any 1933, a destacar un problema del cúmul Coma, la massa estimada d'aquesta manera essent molt més gran que la suma de les masses de les galàxies observades allí. Tingueu en compte que en aquell moment, el concepte de matèria fosca era absolutament desconegut, només apareixerà als anys 70.

Clic per engrandir. Imatges visibles del clúster Coma (costat d'1Mpc). La imatge visible mostra principalment les galàxies. Altres tipus d'observacions destacarien un tercer component?.

Hi ha diverses causes possibles per a aquest problema:

- Les mesures són incorrectes o mal interpretades
- Hi ha massa en forma lleugerament lluminosa, això és matèria fosca
- Les fórmules utilitzades són falses, i la teoria que ens les dóna no és vàlida
- Des de llavors, les observacions de Zwicky s'han confirmat en gran mesura i el mateix problema s'ha demostrat a la majoria de cúmuls! Per tant, la primera hipòtesi es pot rebutjar.

La resta d'observacions que hem comentat anteriorment ens porten a les mateixes conclusions, continuem repassant-les. 

 

L'emissió en X de gas calent

Els cúmuls de galàxies no només contenen galàxies, moltes d'elles estan plenes de gas extremadament calent (10-100 milions de graus) i de baixa densitat (1.000 partícules/m³). Aquest gas es distribueix de manera molt més difusa i extensa que les galàxies. A aquestes temperatures, està totalment ionitzat, és un plasma. L'estat termodinàmic d'aquest gas ens pot dir diverses coses sobre el cúmul. Per a això, adoptem una hipòtesi comuna en aquest camp i suposem que el gas està en equilibri hidrostàtic. Això vol dir que no hi ha grans moviments globals i, per tant, les forces de pressió estan perfectament equilibrades amb les altres forces presents. En aquest cas, el gradient de pressió en el gas està relacionada amb la gravetat local, segons l'expressió coneguda per qualsevol alumne que s'enfronti a l'estàtica dels fluids (però que pots saltar fàcilment si no et sents còmode amb les fórmules).

Tanmateix, es pot calcular la pressió del gas sempre que es conegui la temperatura i la densitat (en el cas de gasos ideals, sovint adaptada en aquest context, la pressió és proporcional a la densitat de la massa i la temperatura). Aquestes dues magnituds es poden mesurar estudiant els raigs tèrmics emesos per aquest gas, que es troba principalment en el rang dels raigs X a aquestes temperatures. Se'n poden extreure dos tipus d'informació: d'una banda les propietats espectrals (la descomposició en longituds d'ona) revelen la temperatura T del gas, mentre que la intensitat de la radiació (la quantitat total d'energia rebuda) permet rastrejar la densitat del gas emissor. El progrés d'aquest tipus d'observació va seguir, naturalment, el dels detectors de raigs X. Després dels precursors SAS1, Ariel-V, Exosat, Ginga, ROSAT, etc., els últims instruments de la pista XMM-Newton i Chandra (amb característiques força complementàries en termes de sensibilitat espectral: capacitat per determinar l'energia de la radiació rebuda, i resolució angular (capacitat per distingir fonts properes) permeten obtenir espectres des de diferents punts dels cúmuls. Ara hi ha una resolució suficient per produir mapes detallats de temperatura i densitat als cúmuls i per tant, determinar la distribució de la massa al cúmul.

El resultat és que la massa visible (essencialment el gas) constitueix al voltant del 10% de la massa total dels cúmuls.

Les observacions també permeten assegurar que es verifica la hipòtesi de l'equilibri hidrostàtic. En els pocs casos en què no ho és, alguna cosa violenta ha passat en un passat relativament recent. Les desviacions d'aquest equilibri permeten llavors entendre l'evolució passada del cúmul, per exemple per recórrer la història d'una col·lisió amb un altre cúmul.

Clic per engrandir. Emissió X al cúmul del Forn vist per Chandra. Crèdit Chandra-NASA

Les lents gravitacionals

També podem mesurar la quantitat de massa en cúmuls mesurant directament el potencial gravitatori, gràcies a l'efecte de la lent gravitacional. Aquest efecte es deu a la desviació dels raigs de llum per part d'objectes massius, i es tradueix en una distorsió de la imatge d'un objecte llunyà quan s'interposa un cos massiu entre aquest objecte i l'observador a la Terra. Se solen distingir dues situacions: lents febles, per a les quals les imatges es deformen simplement, es contrauen en direcció a l'objecte massiu; lents fortes per a les quals es dupliquen les imatges, una única font apareix com a diversos arcs (vegeu la figura següent). L'estudi d'aquestes lents gravitacionals permet sondejar la massa dels cúmuls, amb una particularitat interessant: aquest efecte és sensible a totes les masses presents, independentment de la seva naturalesa. Els resultats d'aquestes anàlisis s'acosten molt als que dóna l'estudi de l'emissió de raigs X pel gas calent: la matèria visible (gas i galàxies) representa, una vegada més, al voltant del 10% de la massa responsable dels efectes de lents. De fet, és possible anar més enllà i produir mapes de densitat de matèria fosca en cúmuls. Aleshores ens adonem que la matèria fosca es distribueix de manera molt més difusa que el gas, menys concentrada que les galàxies.

Clic per engrandir. A l'esquerra, emissió de raigs X (panell esquerra, vista per Chandra) i lents gravitacionals (panell dret, imatges HST: Abell 2390 a dalt, MS2137.3-2353 a continuació). Aquests dos cúmuls es troben a 2.500 i 3.100 milions d'anys llum respectivament. A la dreta, una altra imatge de lents gravitacionals. Els objectes blavosos són diverses imatges del mateix objecte situades molt darrere del cúmul visible en primer pla. Vegeu la il·lustració següent.

Clic per engrandir. El camí de la llum (línies turquesa) que ens arriba des de la galàxia de fons. Els raigs de llum són doblegats pel camp gravitatori del cúmul de primer pla i sembla que provenen d'altres direccions (línies grises).

L'efecte Sunyaev-Zeldovitch

Avenços recents en tècniques d'observació de la radiació còsmica de fons (CMB d'ara endavant, l'acrònim anglosaxó de Cosmic Microwave Background) ofereix un nou mètode per mesurar la quantitat de matèria continguda en cúmuls. En poques paraules, CMB és una radiació electromagnètica de baixa freqüència (en comparació amb la llum) que banya tot l'Univers. És la llum emesa quan es van formar els primers àtoms, la desaparició de gairebé totes les càrregues lliures que han fet l'Univers transparent, la llum present es pot propagar a distàncies molt llargues (vegeu el capítol següent per a més detalls). A causa de l'expansió de l'Univers, aquesta llum ha estat fortament desplaçada al vermell i ara apareix en el rang de microones.

Tanmateix, aquesta radiació pot interactuar amb el material que troba al seu camí. En particular, quan travessa una zona prou calenta perquè la matèria estigui present en forma de plasma, com ara al cor de les galàxies, pot interactuar amb electrons lliures. Això té un efecte observable: es modifica l'espectre del CMB. Això s'anomena efecte Sunyaev-Zeldovitch. Observant i analitzant amb detall la distorsió de l'espectre CMB, podem deduir diverses característiques del medi, en particular la seva densitat d'electrons així com la seva temperatura. Per tant, aquesta informació és completament complementària a la que proporciona l'estudi de l'emissió X del gas calent.

Clic per engrandir. Imatges del cúmul A3667. Al mig, imatge en X obtinguda per ROSAT, a l'esquerra alteració de la temperatura del CMB a causa d'aquest cúmul. Crèdit: Melanie Johnston-Hollitt

Formació dels cúmuls de galàxies

Els tres tipus d'observacions anteriors donen una indicació directa de la massa dels cúmuls. Un quart enfocament proporciona pistes sòlides: com recordarem amb més detall més endavant, la cosmologia permet estudiar la formació dels cúmuls de galàxies per col·lapse gravitatori de la manca d'homogeneïtat del fluid primordial. Els detalls d'aquest col·lapse depenen molt de la composició de l'Univers, i de nou de manera molt notable, els escenaris cosmològics coincideixen amb les observacions només si l'Univers està format per una gran quantitat de matèria fosca. Tornarem més endavant a les simulacions cosmològiques i a la informació que poden aportar sobre les propietats de la matèria fosca.

Clic per engrandir.  Simulació cosmològica de la formació de cúmuls de galàxies, per a diferents models cosmològics. Cada línia representa l'evolució en el temps de la distribució de la matèria fosca (les zones més concentrades són més brillants) per a un determinat tipus de model (Lambda CDM, SCDM, etc.), les imatges estan separades per uns quants milers de milions d'anys. (font: Virgo, dirigida per Joerg Colberg)

 

Resum

La matèria visible dels cúmuls (el gas i les galàxies, aquestes últimes només representen una petita fracció de la massa del gas), només representa al voltant del 10% de la seva massa gravitatòria.

Veure:

Capítol anterior: 2 La matèria fosca; Urà i Neptú, Mercuri i Vulcà
Capítol següent: 4 La matèria fosca: La cosmologia (en preparació)

Ho he vist aquí.