L’ORIGEN I L’EVOLUCIÓ DE L’UNIVERS - castello.es · L’ORIGEN I L’EVOLUCIÓ DE...

of 5 /5
L’ORIGEN I L’EVOLUCIÓ DE L’UNIVERS L’Univers va nàixer, segons mostren les observacions en diversos camps astrofísics, fa uns 14.000 milions d’anys. Tant les imatges de camp profund que el telescopi espacial Hubble ha pres de les galàxies més primitives, com les que han pres els satèl·lits COBE i WMAP de les irregularitats de la radiació de fons en l’etapa de l’inici de la formació de les galàxies, mostren algunes aglomeracions de matèria més primitives que van començar a ser visibles quan l’Univers va deixar de ser opac a la radiació. Tenim l’oportunitat de vore aquests objectes (galàxies primitives i quàsars) tal com eren en el passat més remot, fa milers de milions d’anys. La raó és que la llum emesa des d’aquests objectes ha tardat tot aquest temps per recòrrer els milions d’anys llum que els separen de nosaltres. Figura: Diferents etapes en l’evolució de l’Univers.

Transcript of L’ORIGEN I L’EVOLUCIÓ DE L’UNIVERS - castello.es · L’ORIGEN I L’EVOLUCIÓ DE...

L’ORIGEN I L’EVOLUCIÓ DE L’UNIVERS

L’Univers va nàixer, segons mostren les observacions en diversos camps astrofísics, fa uns

14.000 milions d’anys. Tant les imatges de camp profund que el telescopi espacial Hubble ha

pres de les galàxies més primitives, com les que

han pres els satèl·lits COBE i WMAP de les

irregularitats de la radiació de fons en l’etapa de

l’inici de la formació de les galàxies, mostren

algunes aglomeracions de matèria més primitives

que van començar a ser visibles quan l’Univers va

deixar de ser opac a la radiació. Tenim

l’oportunitat de vore aquests objectes (galàxies

primitives i quàsars) tal com eren en el passat

més remot, fa milers de milions d’anys. La raó és que la llum emesa des d’aquests objectes ha

tardat tot aquest temps per recòrrer els milions d’anys llum que els separen de nosaltres.

Figura: Diferents etapes en l’evolució de l’Univers.

Figura: Representació de l’expansió de l’Univers.

L’Univers és essencialment homogeni i isòtrop, i manté una jerarquia ascendent entre

planetes-estrelles-cúmuls estel·lars-galàxies-cúmuls de galàxies-supercúmuls de galàxies. Està

format majoritàriament per hidrogen (H) i heli (He) junt a elements químics molt menys abundants

que conformen la seua diversitat química. Durant els primers minuts després del Big Bang la

temperatura es va reduir prou com perquè es produïra l’anomenada nucleosíntesi primordial. En

aquest procés es va sintetitzar

hidrogen, heli i ínfimes quantitat de

liti (Li) i beril·li (Be) a partir de

protons (hidrogen) i neutrons.

Després de la formació d’aquests

elements químics primordials, la

matèria, sota l’atracció gravitatòria,

s’agrupà en immensos núvols: les

primitives galàxies. Tot i l’expansió

d’aquestes, localment els núvols

d’hidrogen i heli que les formaven

van anar comprimint-se de nou per

efecte de la gravetat. Com a

conseqüència d’això es van

encendre les primeres estrelles, que

van constituir la primera generació estel·lar apareguda en les primitives galàxies. A l’interior

d’aquests globus de gas van començar les reaccions de fusió nuclear capaces de sintetitzar a

partir d’hidrogen i heli tota la resta d’elements químics de complexitat creixent.

D’alguna manera podem considerar les estrelles com els alquimistes que han permès que a

l’Univers apareguen, després de milions d’anys d’enriquiment químic, éssers vius tan complexos

com nosaltres.

L’IMMENS ZOO ESTEL·LAR

En observar el cel, potser hàgim apercebut que algunes de les estrelles més lluminoses

presenten certes tonalitats perceptibles a simple vista. Entre les més evidents i contrastades

podríem destacar el roig intens d’Antares o Betelgeuse i el blau blanquinós de Rigel o Vega.

Aquestes diferents tonalitat ens evidencien que les estrelles que trobem al nostre cel travessen

diferents etapes de la seua evolució.

Per estudiar la composició química de les estrelles s’han desenvolupat instruments que

analitzen la llum que ens hi arriba: els espectròmetres. Aquests descomponen la llum llum d’una

estrella mitjançant un prisma o una xarxa de difracció per obtindre les diferents línies «de color»

que constitueixen la llum estel·lar. L’espectre en què es descompon la llum de cada estrella

depèn de la temperatura i la composició química que tinga. L’estudi espectral de milers d’estrelles

ha permès fer una classificació i agrupar-les pel paregut dels seus espectres.

No obstant, l’estudi d’aquests espectres ha permès també identificar en elles les diverses

fases dins dels models d’evolució estel·lar. Les fases evolutives de les estrelles de diferents

masses generen elements químics nous i augmenten la complexitat química, cosa que permet

correlacionar-les amb els diversos tipus d’espectres estel·lars. Un fet molt important per ajudar-

nos a interpretar l’evolució química de l’Univers.

DIFERENTS FASES EN LA VIDA DE LES ESTRELLES

A l’Univers podem distingir dos tipus d’estrelles: les que tenen una massa pareguda a la

solar i les que la superen en unes tres vegades o més. Una estrella como el Sol, a causa de la

seua massa limitada, no aconseguirà en el seu interior la temperatura suficient para sintetitzar

elements químics després del carbono. Ara el Sol sintetitza heli a partir d’una reacció primordial

(4H → He + Energia) transformant en cada segon milers de tones d’hidrogen en heli. En aquests

moments, després d’uns cinc mil milions d’anys de contínua fusió de l’hidrogen, l’heli es troba en

el Sol en aproximadament un 30% de la seua massa. A poc a poc l’heli anirà augmentant en

detriment de l’hidrogen. Aquesta reacció es mantindrà dominant fins que aquest element deixe de

ser abundant i s’esgote parcialment a l’interior. Quan la major part de l’hidrogen del nucli s’haja

esgotat, l’estrella necessitarà una energia addicional per sostindre la pressió gravitatòria. Quan

això passe, l’estrella usarà el heli emmagatzemat per produir carboni (C) en la reacció:

3 4He → C + Energia. Una estrella com el Sol, en aquests processos ha de generar suficient

energia en cada instant para contrarestar la gravetat que empresona el seu contingut gasós. En

el caso del Sol, durant els aproximadament deu mil milions d’anys que dura el seu combustible

nuclear, per produir energia en les reaccions de fusió l’estrella haurà de mantindre un ritme de

reaccions suficient perquè la força hidrostàtica del gas cap a fora no siga vençuda per la gravetat,

sinó que estiga en un equilibri constant.

En uns cinc mil milions d’anys el Sol deixarà de tindre combustible a l’interior. La majoria de

l’hidrogen i l’heli inicial ja s’hauran transformat i la fusió en sols unes estretes capes no podrà

continuar mantenint la pressió gravitatòria de l’estrella. Donada la seua petita massa no podrà

aconseguir al seu interior la temperatura suficient per fusionar los productes químics del

processos anteriors de fusió. Els cicles, no obstant, continuaran per a les estrelles més grans que

el Sol, que tenen mé combustible i arriben a temperatures més elevades al seu interior. L’estrella

paga un preu important precisament per la seua major grandària: la necessitat de fusionar més

quantitat de combustible per sostindre la immensa gravetat que l'empresona. Així, en contra del

que podríem pensar en un principi, les estrelles més grans tenen una vida més curta. Alguns

monstres estel·lars de més de cent vegades la massa del Sol no poden viure més d’uns

centenars de milions d’anys. Aquests gegants estel·lars viuen acceleradament, primer fent la

mateixa síntesi d’hidrogen a heli que fan les estrelles menudes: més tard, de l’heli al carboni, i

seguidament, continuen produint-s’hi innombrables noves reaccions de fusió que sold poden

tindre lloc a altíssimes temperatures dins el nucli. El destí que espera a aquestes estrelles es una

catastròfica destrucció en què l’estrella s’enfonsa sobre ella mateixa per després esclatar amb

una potència inimaginable. Aquest procés final d’evolució de les estrelles gegants origina les

anomenades supernoves. En pocs dies, una supernova emet a l’espai llum i matèria amb una

potència inimaginable ja que, de fet, en aquests processos la lluminositat d’una estrella pot ser

del mateix ordre de magnitud que tenen conjuntament la resta de les estrelles de la galàxia.

Però no solament hem de vore els processos de supernova com una catàstrofe, sinó com

un cicle que necessàriament ha d’ocórrer en l’Univers perquè les estrelles evolucionades vessen

el seu contingut químic excepcionalment ric pel seu entorn galàctic. Així, l’explosió dispersa les

capes estel·lars extremes per l’espai, enriquint-lo i donant la possibilitat de formar altres estrelles.

Les restes d’una supernova enriquiran els núvols existents en el medi interestel·lar amb el que

s’aconsegueix, al llarg de milions d’anys, l’augment de complexitat química de l’Univers.

ON I COM NAIXEN LES ESTRELLES?

Les estrelles naixen en immensos

núvols d’hidrogen i heli que s’anomenen

nebuloses. La gravetat fa que en

aquests immensos núvols tendisquen a

formar-se estrelles degut a l’atracció de

la gravetat. La gravetat fa inestable el

núvol de gas i causa concentracions

locals de matèria que després d’un

col·lapse lent forma les estrelles.

La nostra galàxia conté milers de

nebuloses, regions de formació estel·lar

preferentment situades als braços

espirals. En l’actualitat s’estan

aconseguint imatges d’alta resolució que

evidencien com la formació d’estrelles es

produeix de manera generalitzada en

totes las galàxies.

QUANTES ESTRELLES HI HA?

En la Via Làctia s’estima que en deuen haver uns tres-cents mil milions. Tanmateix, la

nostra galàxia és tan sols una illa en l’oceà còsmic. Les imatges més profundes del Telescopi

Espacial Hubble ha revelat que en deuen haver diverses desenes de milers de milions en tot

l’Univers. Considerant que cadascuna d’elles continga tantes estrelles com la Via Làctia, les xifres

són aclaparadores. A l’Univers deu haver-hi, que sapiguem, prop d’un quadrilió d’estrelles. Hui els

creixents descobriments de planetes extra-solars del nostre entorn galàctic apunten a què

puguem esperar trobar tants planetes com estres en el Cosmos.

L’EXPANSIÓ DE L’UNIVERS: LEY DE HUBBLE.

A partir dels anys vint l’augment resolutiu dels telescopis proporcionà a V. Slipher i

E. Hubble unes imatges tan detallades de les galàxies que evidenciaren dos aspectes importants:

Figura - La Via Làctia posseeix forma espiral

degut a la rotació al voltant del nucli que segueixen

les estrelles que la formen. S’hi indica la posició del

Sol.

segons observaven galàxies més allunyades, tant més menudes semblaven i, a més,

presentaven als seus espectres un major desplaçament cap al roig degut a l’efecte Doppler.

CONCLUSIÓ: «No som aliens al nostre entorn còsmic. Ni el nostre planeta ni els éssers que l’habitem hi

hauríem aparegut de no produir-se l’evolució fisicoquímica de l’Univers. La riquesa del Sol,nascuda de les restes d’altres estrelles, ha permès formar planetes al seu voltant i, quesapiguem, almenys un oasi de vida: la Terra. Però atenció!: l’homogeneïtat química del nostreentorn galàctic i les dimensions de l’Univers indiquen que pot resultar molt pretensiós considerar-nos únics en el Cosmos.»

Tra

du

cció

d’A

nto

ni D

ua

lde

, 20

13

Figura - Velocitat fronte a distància per a 1355

galaxies. L’ajust lineal ens porta a la lley de Hubble.