dilluns, 29 de setembre del 2014

ADÉU A FERRER ARPÍ

Avui és un mal dia per als amants de la ciència: Ha mort Josep Maria Ferrer Arpí, enginyer i divulgador científic.
De petit, recordo seguir-lo cada setmana a "Joc de Ciència", el primer programa de divulgació científica de TV3, un programa que a molts ens encantava. Després va continuar fent divulgació amb altres programes, com "Més enllà del 2000" o "Punt Omega".

"M’entristeix que en les meves terres hàgim encara de lluitar per les nostres paraules i per les nostres llibertats. Però la tristor no ofega la convicció. Em falta molt món per recórrer molts horitzons mentals que em reptaran la meva identitat. Els encararé, des del que sóc, des del fons inapagable que
constitueix la meva identitat: la meva parla.
Per ella he de lluitar, ella ha de ser la força del meu vot, amb ella he de viatjar la meva vida.
Ella, la nostra llengua, la raó col.lectiva de ser com som”

 Josep M. Ferrer-Arpí

 Gràcies per haver-nos despertat l'amor pel coneixement. Ara ja deus ser entre els estels...


divendres, 19 de setembre del 2014

POLS D'ESTRELLES

Una de les frases més cèlebres de Carl Sagan era aquella de que "som pols d'estrelles". Què volia dir exactament l'enyorat científic amb això?
Segons el que sabem avui en dia, al principi, després del Big Bang, tot el que hi havia a l'Univers era hidrogen, l'àtom més senzill de tots. Amb el pas de milions d'anys, aquest hidrogen es va anar condensant primer en núvols de gas i després en protoestels. Arribat un moment crític de pressió i temperatura, aquest hidrogen es va encendre i va començar a fusionar-se en heli: Havien nascut els primers estels.
Llavors, a l'Univers va haver-hi dos tipus d'àtoms: Els d'hidrogen i els d'heli, els dos àtoms més senzills i lleugers. Però... i la resta d'elements, d'on van sortir?
A l'interior de les estrelles, conforme avancen els milions d'anys i augmenta progressivament la temperatura, comencen a produir-se reaccions nuclears que van més enllà de la fusió d'hidrogen en heli. Per exemple, en un determinat moment els àtoms d'heli es comencen a fusionar en àtoms de carboni. Més endavant, si l'estrella és prou massiva per generar les condicions necessàries, el carboni es fusiona en neó, el neó en oxígen, l'oxígen en silici i així, successivament, es van generant tots els elements fins al ferro. En cada pas, l'energia subministrada per la fusió és menor que en l'anterior. Fins que la fusió del ferro no genera ja energia sinó que l'absorbeix: Quan s'arriba al ferro, l'estel està condemnat al col·lapse gravitatori per que l'energia d'expansió de les reaccions nuclears no pot contrarrestar ja la força de compressió de la seva pròpia  gravetat (veure El Límit de Chandrasekhar).
A la majoria d'estels de mida mitjana, doncs, es generen tots els elements fins el ferro. Si l'estel esclata en forma de nova, aquests elements creats al seu interior seran expulsats a l'espai en grans núvols de matèria. Però... i els elements més complicats que el ferro?
En alguns estels especialment massius, la cosa acaba en una gegantina explosió molt més gran que una nova: Una supernova. En un determinat moment, aquestes colossals explosions produeixen unes temperatures tan grans que permeten la fusió dels àtoms més enllà del ferro per a generar tots els elements superiors, fins i tot els més complicats. Tots aquests elements també són expulsats a l'espai en grans núvols de matèria que viatjaran durant milers de milions d'anys, fins a barrejar-se amb altres núvols i tornar-se a condensar en noves estrelles de segona generació, amb els seus respectius planetes.
Va ser a l'interior de les primeres estrelles que es van crear tots els àtoms que conformen l'univers, llevat dels d'hidrogen. Inclosos els que ens formen a nosaltres mateixos! Tot el que ens envolta, l'alumini de les finestres, el silici de la sorra, el carboni de les plantes, l'oxígen i el nitrògen que respirem, el ferro de la nostra sang, el magnesi, el sofre, el clor i l'aigua de la piscina, les roques, el mercuri dels termòmetres... tot això es va generar a l'interior d'estrelles massives fa milers de milions d'anys. Aquestes estrelles van esclatar en espectaculars supernoves i els àtoms van sortir expulsats en enormes núvols. Aquests núvols van recórrer enormes distàncies per l'espai durant vés a saber quant de temps fins que, finalment, es van condensar per a formar el Sol, la Terra i la resta del Sistema Solar.  I és per això que som "pols d'estrelles", com tan poèticament ens definia Carl Sagan...
Tots els elements, excepte l'hidrogen, es creen a l'interior dels estels
 
Més info a : http://astronomia.net/cosmologia/stellar_a.htm


dimarts, 16 de setembre del 2014

EL LÍMIT DE CHANDRASEKHAR

Quan ens imaginem un àtom ens ve al cap la imatge que ens van ensenyar a l'escola: Una bola (nucli) envoltada d'electrons girant a prop seu. Però això no és així! En realitat, els electrons giren molt lluny del nucli: Si el nucli d'un àtom d'hidrogen medís un centímetre, el seu únic electró giraria a mig quilòmetre de distància. Així que, en realitat, tota la matèria, tot el que ens envolta i nosaltres mateixos... som en un 99 % espai buit! Això vol dir també que entre un nucli atòmic i el nucli del seu àtom veí hi ha una enorme extensió  d'espai buit.


Ara bé: Podria una força descomunal comprimir els àtoms fins a fer que, perduts els electrons, els nuclis atòmics es toquessin els uns amb els altres? Si fos així, el volum de qualsevol cos es podria reduir milers de vegades tot i conservant la seva massa.
La resposta és que la gravetat d'un cos suficientment massiu (com un estel) és capaç de fer això. I a  aquests àtoms comprimits els uns contra els altres ocupant un espai milers de vegades menor del que ocuparien en condicions normals se'ls anomena "matèria degenerada". Us podeu imaginar els àtoms de tota una muntanya concentrats en un granet de sorra? O la massa del Sol comprimida en una bola de 10 kms. de diàmetre? O la massa de 40 sols comprimida infinitament, fins a ocupar un volum zero?
Doncs totes aquestes coses existeixen en el nostre Univers!
Un estel és una immensa bola massiva que, a causa de la seva pròpia gravetat, té una tendència natural a anar-se comprimint tant com li sigui possible. Aquesta tendència a la compressió és contrarrestada per la força d'expansió de les reaccions nuclears que s'hi produeixen de manera contínua. Així que l'estrella es mantindrà estable mentre pugui anar cremant el suficient hidrogen per a contrarrestar la força de la seva pròpia gravetat. Aquest estat dura molts milions d'anys, però s'allarga o s'escurça depenent de la mida de l'estrella: Si una estrella és molt gran, brilla molt intensament durant pocs milions d'anys. Si és petita, crema més discretament però la seva vida s'allarga molt més. El nostre Sol és un estel petitet, així que porta uns 4000 milions d'anys brillant de manera estable i es calcula que encara s'hi estarà 4000 milions més.
Però, què passa quan s'esgota l'hidrogen d'una estrella? Doncs el que passi a partir d'aquell moment dependrà també de la massa de l'estrella.

Subrahmanyan Chandrasekhar (1919-1995)

L'astrofísic indi Subrahmanyan Chandrasekhar va poder calcular (quan tenia 19 anys!) el que passava quan una estrella esgotava el seu combustible: Tot depenia de la massa de l'estel, existint un punt crític que es va anomenar en el seu honor "Límit de Chandrasekhar". Aquest límit es situa al voltant de les 1,44 masses solars, però pot variar lleugerament en funció de la composició química de l'estrella.
Una estrella per sota d'aquest límit, quan esgoti el seu hidrogen, es convertirà en una estrella nana blanca i seguirà brillant dèbilment durant molts milions d'anys. Això passarà per que la seva gravetat mai serà prou forta per a comprimir els seus àtoms fins convertir-los en matèria degenerada. Així acabarà el nostre Sol, quan esgoti el seu hidrogen i hagi passat per la fase de gegant vermella, d'aquí més de 4000 milions d'anys.

Però si, en canvi, l'estrella té una massa superior a 1,44 masses solars... Llavors la gravetat superarà la força d'expansió nuclear i res no evitarà que continuï el col·lapse!
De nou serà la massa de l'estrella la que determini el monstre en què aquesta es convertirà un cop s'esgoti el combustible nuclear i la gravetat comenci a guanyar la partida de forma inexorable...

Un estel de fins a 5 vegades la massa del Sol, expulsarà les seves capes externes en una explosió moderada de tipus Nova i després quedarà convertit en nana blanca. A menys que no estiguis per allà la vora, es tracta d'un final força discret.

En els estels de més de 9 o 10 masses solars, l'explosió serà molt més violenta i donarà lloc a una Supernova, un estel que durant un curt període brillarà tant com tota una galàxia. Però quan l'explosió es dissipi allà no hi haurà una nana blanca sinó una Estrella de Neutrons: Una estrella formada de matèria degenerada, comprimida per la seva pròpia gravetat fins a extrems increïbles. Algunes poden medir uns pocs quilòmetres de diàmetre i contenir la massa de diversos sols. Una cullerada d'aquella estrella pesaria a la Terra milions de tones. Depenent de les circumstàncies, les estrelles de neutrons poden començar a girar a centenars de revolucions per segon emetent feixos de partícules pels seus pols: Són les estrelles polsants o púlsars, de les quals en parlarem en una altra entrada.
Algunes teories obren la porta a l'existència d'estrelles supercomprimides que anirien més enllà de les estrelles de neutrons, esdevenint estrelles de quarks. La seva existència, però, de moment és només teòrica.

Els estels de més de 30 vegades la massa del Sol són tan grans que la seva gravetat porta els nuclis atòmics més enllà del que semblaria físicament possible: La contracció no s'acaba quan aquests ja es toquen sinó que continua fins a crear una "singularitat": Una massa enorme en un volum infinitament petit que els físics entenen com una fissura del propi teixit de l'espai-temps. En altres paraules, un Forat Negre.
Sí, els forats negres són el que ha quedat d'estrelles supermassives que un dia van brillar intensament però que en morir es van convertir en aquests objectes tan estranys dels quals algun dia en parlarem més abastament.

Per a l'infreqüent cas d'estrelles de molt baixa metal·licitat i massa d'entre 140 i 260 masses solars (us ho podeu imaginar?) hi ha una última possibilitat: Una explosió de supernova produïda per la creació de parells electró-positró o, el que és el mateix, una reacció de matèria amb antimatèria. En aquest cas, la conversió de la massa en energia és total i l'estrella es desintegra completament en una explosió colossal d'energia pura, sense deixar nana blanca, ni púlsar, ni forat negre... ni res.





dimarts, 9 de setembre del 2014

L'ENERGIA DE LES ESTRELLES

A mitjans del segle XIX només es coneixia un mecanisme capaç de generar la quantitat d'energia que irradia el Sol a cada instant: La contracció gravitatòria. El físic alemany Hermann Ludwig Ferdinand von Helmholtz va teoritzar l'any 1853 que el Sol podria estar fent-se cada vegada més petit i, gràcies a aquesta contracció, obtenir la suficient energia per irradiar com ho fa.
I en quin ritme hauria d'estar reduint el seu diàmetre? Doncs si tenim en compte que el diàmetre actual del Sol és de 1.390.000 kms, resultava que en els 6000 anys d'història humana només s'hauria reduït uns escassos 900 kms. Seguint aquest raonament, fa 18 milions d'anys el Sol era tan gran com l'òrbita de la Terra, i aquesta devia ser l'edat màxima que podia tenir el nostre planeta. La mala notícia era que, a aquest ritme, el Sol arribaria a un diàmetre zero d'aquí poc més de 9 milions d'anys...
El de Helmholtz va ser el primer intent seriós de determinar l'origen de l'energia solar i la seva possible durada. Però aviat van sorgir problemes, sobretot amb els geòlegs: Aquests afirmaven que la Terra havia de ser molt més antiga que els 18 milions d'anys contemplats per la teoria de Helmholtz. I després van venir els biòlegs darwinistes a sumar-se als geòlegs: La història de la Terra per nassos havia de tenir milers de milions d'anys!
La cosa no va prendre la direcció correcta fins que, a finals del segle XIX i principis del XX, es va descobrir l'energia nuclear.
Les nostres bombes atòmiques i centrals nuclears funcionen gràcies a la fissió nuclear, l'energia que es genera quan es trenquen els nuclis atòmics de certs elements radioactius, generalment l'urani i el plutoni. Però hi ha un altre procés nuclear que encara genera més energia: La unió de dos nuclis atòmics d'hidrogen per a formar-ne un d'heli, la fusió nuclear. Això és el que fan les bombes d'hidrogen però cap central nuclear, ja que fins a dia d'avui no hem sabut trobar la manera de controlar el procés de fusió, tot i que diuen que cada dia hi som més a prop.
De manera molt simplificada i només per entendre el mecanisme, podríem dir que el secret de la fusió nuclear rau en que si la massa de l'àtom d'hidrogen és 1, la de l'àtom d'heli no és 2 sinó 1'9. Així que, quan es fusionen 2 àtoms d'hidrogen en 1 d'heli, sobra una mica de massa, que es converteix en energia. Gràcies a Einstein sabem que aquesta ínfima massa equival a una quantitat d'energia enorme, ja que E=mc2, on E és l'energia, m la massa i c2 la velocitat de la llum al quadrat.
Un estel és un enorme reactor nuclear de fusió: Extreu la seva energia de la conversió continua d'enormes quantitats d'hidrògen en heli. Es calcula que el Sol converteix cada segon 600 milions de tones d'hidrògen en 596 milions de tones d'heli. Els 4 milions de tones que falten són els que es converteixen en energia i s'irradien a l'espai en forma de llum i calor. Mireu si és gran el Sol, que ho porta fent des de fa 4000 milions d'anys i encara en té per 4000 milions més, com a mínim. I un darrer apunt: Es calcula que els fotons que es generen al centre del Sol triguen més d'un milió d'anys a arribar a la seva superfície a causa de les contínues topades amb altres partícules subatòmiques. Un cop arriben a l'exterior, són expulsats a la velocitat de la llum i triguen uns 8 minuts a arribar a la Terra. I uns quants acaben topant amb les nostres retines i ens permeten veure-hi...


Hermann von Helmholtz (1821-1894)



dimarts, 2 de setembre del 2014

QUAN LA TERRA ES MOU

A la darrera Nit Estelada vam parlar de la velocitat de rotació terrestre, donem ara totes les dades:
A la nostra latitud, un punt de la superfície terrestre es mou a uns 1280 km/h. A l'equador gira més ràpid, a 1700 km/h. I cap als pols gira més a poc a poc fins que, exactament sobre el pol nord o el sud, no gira.
Alhora, la Terra gira al voltant del Sol (moviment de translació) a una velocitat mitjana de 29’8 km/s (107.280 km/h). Al mateix temps, el Sol es mou al voltant de la Via Làctia a uns 220 km/s (792.000 km/h) i triga 220 milions d'anys en completar una volta.
Així que, sumant tots aquests moviments, resulta que cada un de nosaltres i tot el que ens envolta està circulant per l'espai a més de 900.000 kms/h. I això sense comptar la velocitat d'expansió de la Via Làctia per l'Univers (que es calcula en uns... 2.160.000 Km/h!)
Això em fa venir a la memòria una qüestió que vam proposar fa temps, al bloc d'Apunts Variats, i que potser trobareu interessant:

http://apuntsvariats.blogspot.com.es/2013/10/la-maquina-del-temps-part-i-un-dels.html