Per contemplar, observar o estudiar el paisatge celeste, o per introduir-se en les Ciències del Cosmos,
no fa falta cap preparació específica. Milers d’astrònoms amateurs de tot el món, molts d’ells
grans experts, no tenen formació acadèmica científica. Molts han començat de nens, contemplant la Lluna...
Arribar més o menys lluny, és cosa d’un mateix; hi ha qui gaudeix de l’astronomia a un nivell molt modest i qui
va pujant graó darrera graó fins a fer-se amb els millors professionals. L'Univers és per a tothom.
Si us considereu debutant segurament trobareu temes que us poden interessar a la pàgina dedicada a la gent més jove. Polseu AQUÍ.
LA MEVA PRIMERA VEGADA...
Un d’aquests dies, mentre posava en ordre la meva biblioteca particular, em va caure a les mans
el llibre "39 veces la primera vez", un exemplar en castellà que no recordava i en el que es narra, de forma molt
natural i amena, el bateig de foc de 39 persones el primer dia que van fer l’amor.
Sens dubte aquest és un punt d’inflexió per a molts adolescents, un d’aquells instants vitals més o menys
afortunats que es graven a la ment per sempre.
De cara als astrònoms aficionats hi ha, també, una mena de pèrdua de la virginitat celeste: el primer cop
que es mira per un telescopi.
En el meu cas, això va esdevenir durant una freda nit d’hivern, quan comptava amb unes 15 primaveres. Havia sopat ous
ferrats amb cansalada i de postres l’habitual bol de llet amb magdalenes.
Estava nerviós, al mateix temps que entusiasmat. El telescopi, que havia arribat durant el matí, era un Dobson
sense marca de 20 cm de diàmetre i 1.000 mm de distància focal, comprat de segona mà per quatre rals
(que tot sigui dit, em van costar molt de guanyar).
Vaig sortir al balcó al voltant de les 23 h, un estratègic mirador ubicat en un vuitè pis del carrer
Barcelona de Balaguer (la meva ciutat), responsable en gran mesura de la meva afició a la volta estelada i que
representava, en aquella època, una finestra des d’on poder observar l’Univers amb els curiosos i àvids ulls de
la innocència. El termòmetre marcava 0 graus. Recordo que era un 30 de desembre perquè els meus pares preparaven
al menjador el cap d’any mentre miraven a la televisió un d’aquells programes de resums anuals. Com que encara no
coneixia a "Murphy" per a que m’ennuvolés l’estrena, Orió i el Ca Major lluïen esplendents. Els prismàtics
Superzenith 20x50 que m’havien acompanyat durant un lustre no van sortir amb mi aquella nit. Anava abrigat com de
costum: un anorac taronja damunt el pijama...
Quin va ser el primer objecte que vaig veure amb ajut òptic? M 41. Doncs amb el telescopi
començaria també per aquest. Em va costar una mica acostumar-me al menor camp que m’oferia el reflector,
amb el seu únic ocular Huygens, respecte als prismàtics. El buscador de poc em va servir,
ja que com és habitual no estava alineat, ni ho va estar en tota la nit.
A les palpentes, al final vaig fer diana: aquell esborrall difús als 20x50 va convertir-se de cop i volta en un meravellós paisatge
de punts estel·lars. Em vaig fregar els ulls. Sabia que aquell moment era especial. Un sospir difícil de descriure... i de
nou a l’atac. Crec que vaig perdre la noció del temps i la resta de l’observació va ser un anar i venir sense rumb pel Cosmos.
Pels voltants de les 2 de la matinada, la mare em va retornar a la realitat amb una reprimenda: encara estàs aquí?
De totes maneres, aquella nit els meus progenitors s’havien portat bastant bé, ja que clàssics com: "que fa aquest
nen a fora amb aquest fred i amb pijama...", es van sentir molt poc.
De retorn a l’escalfor, ja dins l’habitació, vaig posar el "Love Theme" de Blade Runner, i la meva ment
va començar a somiar amb les possibilitats que m’oferia aquella nova joguina: podria veure galàxies?
Eduard Garcia-Ribera
Trobaràs respostes molt més àmplies a aquestes preguntes en els cursos que organitza periódicament l’Agrupació Astronòmica de Sabadell i a moltes de les seves publicacions.
No és fàcil recomanar-ne un: Si la persona és constant, molt interessada i disposa d’un bon lloc per mirar el cel, el millor es destinar-hi uns quants diners i adquirir un telescopi relativament bo i gran. Si la persona és insegura i no sap si li agradarà, no cal fer un dispendi gran; pot comprar-se un telescopi petit, però llavors ha de saber que només li servirà per a practicar una mica i que, més endavant, haurà de comprar-se’n un de més bo i més gran. Els telescopis barats mai dónen bons resultats. És contraproduent comprar un telescopi barat a una persona "perquè s’hi aficioni" (per exemple als nens), ja que els mals resultats de l’instrument decepcionen. Cal saber que un telescopi és més interessant quant més diàmetre té l’objectiu (sigui lent o mirall), el que s’anomena "obertura".
Com orientació val a dir que cal malfiar dels telescopis que valen menys de 600 euros. De 600 a 1.200 euros poden adquirir-se telescopis que ja permen fer observacions de moltes especialitats. Entre 1.200 i 2.000 euros els telescopis es consideren força interessants. Els que dónen millors prestacions són a partir de 2.000 euros (molt aproximadament).
Bàsicament dos: els refractors (amb lents, com "ulleres", "catalejos" o "anteojos") i els reflectors. Aquests últims poden ser reflectors simples (tipus Newton) o catadiòptrics (sistemes mixtes de lents i miralls), dels que hi ha diversos tipus: Schmidt-Cassegrain, Maksutov, etc. Avui dia els telescopis més interessants són els catadiòptrics. La fotografia correspón a un telescopi refractor, un reflector i un catadiòptric.
Les muntures són els mecanismes que suporten i fan moure els tubs dels telescopis. Les muntures "acimutals" són les més senzilles, i les "equatorials" són les més interessants. Per a observar els astres sense perdre’ls, per utilitzar les coordenades, per fer fotografies... és imprescindible que els telescopis tinguin muntures equatorials motoritzades (amb un motor elèctric que fa girar el telescopi per contrarrestar la rotació de la Terra). De tota manera, perque un telescopi funcioni bé i pugui fer fotografies, cal que la muntura equatorial sigui molt estable. Les muntures barates i de poc pes mai són estables. Si es vol un telescopi transportable, però que, a la vegada, pugui fer fotografies, haurà de ser pesat. La imatge mostra una muntura acimutal, una equatorial i una acimutal informatitzada.
Amb un telescopi de 200 mm d’obertura (diàmetre de l’objectiu) es pot apreciar visualment el quàsar 3C273 (com un punt insignificant), que està situat a 3.000.000.000 d’anys llum. És l’objecte més llunyà que pot veure un aficionat amb un telescopi de tipus mitjà. També Plutó està en el límit de visió d’aquest telescopi.
Aquesta es una qüestió que crema. Molta gent creu que un telescopi és millor quants més augments proporciona, i això no és cert de cap manera. Com que hi ha aquesta falsa creença, els fabricants de telescopis barats els equipen amb oculars i lents de Barlow que, teòricament, fan molts augments, però que en la pràctica no serveixen per a res. La potència màxima que permet un telescopi es determina multiplicant per 2 el diàmetre de l’objectiu expressat en milímetres. Per exemple: un telescopi de 60 mm d’obertura pot proporcionar con a màxim 120 augments; tots els oculars que li proporcionen potències superiors no serveixen per res que no sigui enriquir les butxaques del fabricant.
I cal tenir en compte que aquest límit suposa que el telescopi sigui de màxima qualitat, que el cel també sigui òptim, i que l’observador tingui experiència...
El més normal és utilitzar els telescopis a potències baixes o mitjanes; molt poques vegades s’utilitza un telescopi a màxima potència. És molt millor veure un astre brillant, ben definit i fàcil de localitzar (amb poca potència) que gran però fosc, borrós, bellugadís i difícil de localitzar (amb potència alta).
Per tant, la potència no ha de ser mai determinativa de l’elecció d’un telescopi.
Per fer fotografies cal que els telescopis siguin de bona qualitat, amb montures equatorials molt estables, que aguantin bé el pes suplementari de la càmera, ben equilibrats.
La recomanació fonalmental és fer-ho als comerços especialitzats en instrumental astronòmic. Si no en coneixeu podeu demanar informació a l’Agrupació.
DEFINICIONS
És el conjunt de tot. La paraula sinòmin és Cosmos.
És el que veiem de l’Univers des de la Terra. Un sinònim ès "volta del cel", o, simplement, "el cel".
Qualsevol cos situat a l’espai. No es consideren "astres", però, els núvols de gas o de pols (nebuloses).
Un gran globus de gas en equilibri hidrostàtic. Això vol dir que la força de gravetat pressiona el gas cap al centre, la qual cosa fa que la temperatura interna sigui molt elevada, mentre la temperatura externa el pressiona cap a fora. Les dues forçes fan que es mantingui en forma d’esfera. L’elevada temperatura interna dóna lloc a reaccions termonuclears que transformen (durant la major part de la vida d’una estrella) hidrògen en heli i desprenen radiacions gamma.
És un cos de mida mitjana que dóna voltes en torn d’una estrella. El planeta Terra gira en torn de l’estrella Sol.
És un cos menor que dóna voltes en torn d’un planeta.
És un petit planeta. Els asteroides són residus fragmentats de la materia originària del Sistema Solar escampats -la majoria - entre Mart i Júpiter (cinturó principal) i més enllà de Plutó (cinturó de Kuiper).
Una massa de gas o pols situada a l’espai.
Les estrelles neixen en condensar-se el gas de les nebuloses. Quan en una mateixa regió es formen moltes estrelles constitueixen uns grups anomenats cúmuls oberts.
Els cúmuls globulars són condensacions esfèriques d’estrelles situades a la periferia de les galàxies. Es van formar dels restes de la materia que va constituir les galàxies. El cúmuls globulars contenen milers o milions d’estrelles.
Un enorme conjunt d’estrelles, gas i pols. N’hi ha de forma esfèrica (més o menys aplanades), d’espirals (amb braços que rodegen el nucli) i d’irregulars (degudes a interaccions entre elles o a xocs mutus).
MESURES
9.460.990.819.000 quilòmetres (nou bilions i mig de quilòmetres).
Proxima Centauri = 4,27 anys llum.
300 anys llum.
32.600 anys llum.
2.200.000 anys llum.
42.000.000 anys llum.
Uns 14.000.000.000 anys llum.
100.000 anys llum.
Més de 100.000.000.000. El Sol és una d’elles.
1.391.000 quilòmetres.
12.756 quilòmetres.
3.473 quilòmetres.
142.984 quilòmetres. (diàmetre equatorial, ja que és lleugerament ovalat).
ASTROFÍSICA Y COSMOLOGIA
D’acord amb els coneixements més actuals, l’Univers és infinit, i per tant il·limitat. La seva densitat és molt propera a la densitat crítica (aquella que fa que la geometria de l’Univers sigui plana), que és de 10-29 g /cm³. La geometria plana (o euclidiana) és la que utilitzem habitualment en el nostre entorn. Les altres possibilitats (per ara descartades) serien que tingués geometria esfèrica o hiperbòlica. En el cas de geometria esfèrica l’Univers seria finit encara que continuaria sent illimitat. A més, com que la densitat seria superior a la densitat crítica, l’atracció gravitatòria entre els astres aturaria l’expansió i faria que l’Univers es tornés a contraure fins a col·lapsar sobre ell mateix altra vegada. En el cas de la geometria hiperbòlica l’Univers seria també infinit i il·limitat. En aquest cas la densitat seria inferior a la densitat crítica i l’expansió es frenaria però sense aturar-se mai. Un Univers amb geometria plana representa el límit entre els altres dos casos, i l’expansió s’acabaria aturant però al cap d’un temps infinit.
Avui dia s’ha arribat a un acord entre la teoria i l’observació que ens permet afirmar que l’Univers va començar fa uns 14.000 milions d’anys. L’Univers va néixer a partir del que s’anomena una singularitat: un estat de temperatura i densitat infinites, on encara no existien ni l’espai, ni el temps ni les lleis de la física. Per causes no conegudes encara aquesta singularitat va començar a expandir-se i van aparèixer l’espai, el temps, la matèria, l’energia i totes les lleis de la natura. Durant els primers instants aquesta acceleració va ser inimaginablement ràpida (període inflacionari), la qual cosa va augmentar la seva mida de manera extraordinària "planxant" l’Univers i fent que adquirís la geometria plana que ara ostenta. Al començament l’Univers era una sopa calenta i lluminosa feta de partícules elementals i energia. Al cap d’uns 100 segons s’havia refredat suficient per tal que s’haguessin format les partícules que composan el nostre món: els protons i els neutrons; una part dels quals s’havien unit per formar nuclis d’heli (un 24% del total de la matèria de l’Univers) i petites quantitats de liti, berili i bor. Durant 300.000 anys es va anar expandint i refredant fins a uns 10.000 graus. En aquest moment els protons i els electrons es van recombinar per donar àtoms d’hidrogen. Això va ocasionar que a partir d’aquell moment la materia i l’energia deixessin d’interaccionar i cadascuna evolucionés pel seu compte. L’Univers es va fer fosc i transparent.
Durant uns mil milions d’anys l’Univers no era altra cosa que una boira d’hidrogen i d’heli que s’anava expandint i refredant. A partir d’aquest moment petites parts d’aquesta boira de gas van comprimir-se sota el seu propi pes i van donar origen a les primeres estrelles: la llum va tornar a l’Univers. Paral·lelament, boires de gas de mides mitjanes s’anaven unint per donar les primeres galàxies. Aquest procés ha continuat fins a donar l’estat actual de l’Univers, en el qual les galàxies tenen tendència a fusionar-se per donar objectes cada vegada més grans. La temperatura actual de l’Univers és de només 3K (270 graus centígrads sota zero). L’Univers continua expandint-se i d’acord amb els coneixements actuals aquesta expansió continuarà indefinidament. Les galàxies continuaran fusionant-se, de manera que només en quedaran unes quantes de molt grans, les estrelles evolucionaran i moriran, la temperatura baixarà fins a 0 K: serà la mort tèrmica de l’Univers.
Les estrelles es formen quan petites parts de les boires de gas i pols que hi ha a l’Univers (les nebuloses) es concentren sota els efectes del seu propi pes i s’escalfen. Quan la temperatura central arriba als 15.000.000 de graus, l’hidrogen fusiona termonuclearment per donar heli. Això genera una font d’energia que és capaç d’aturar la compressió de la protoestrella: en aquest moment es diu que ha nascut l’estrella.
A partir d’aquest moment el destí de l’estrella depèn de la seva massa. A les estrelles de massa similar al Sol, les parts centrals es tornaran a comprimir i a escalfar quan s’hi acabi l’hidrogen. Aleshores a partir de l’heli (les cendres de les reaccions termonuclears de fusió de l’hidrogen) se sintetitzaran el carboni i l’oxigen. Aquesta font extra d’energia farà que l’estrella s’expandeixi, convertint-se en una estrella gegant vermella. Finalment, les capes més externes s’escaparan de l’estrella (fase de nebulosa planetaria) i el nucli d’heli, carboni i oxigen despullat (enana blanca) s’anirà refredenat fins a apagar-se completament (enana negra).
Les estrelles de masses superiors són capaces de continuar aquest procés de compressió i reescalfament, utilitzant les cendres de les reaccions termonuclears anteriors com a combustible per a sintetitzar nous elements. Les de masses superiors a unes 20 vegades la massa de Sol, són capaces de arribar fins a sintetitzar un nucli de ferro. A partir d’aquest moment exploten com a supernoves.
Tal com hem dit a la pregunta anterior són el final de les estrelles de gran massa. Quan s’ha generat el nucli de ferro, el procés de síntesi d’elements cada vegada més pesants no pot continuar, ja que a partir d’aquest moment les reaccions de fusió termonuclear absorbeixen energia en lloc de produir-ne. Això fa que el nucli de l’estrella es refredi de cop, i es comprimeixi violentament fins a adquirir la densitat del nucli atòmic. La resta de l’estrella cau sobre aquest nucli extremadament dur, rebota i surt depedida violentament cap a l’espai. Al final només queda el nucli comprimit de l’estrella (una estrella de neutrons que té una mida de només uns 15 km, o bé un forat negre, segons que la massa de l’estrella inicial sigui més o menys gran). A les capes en expansió, se sintetitzen els elements superiors al ferro. Les explosions de supernova són un dels fenòmens més energètics de l’Univers. També són la causa de l’evolució química de l’Univers, ja que introdueixen a l’espai els elements químics produits per l’estrella mateixa. Tots els elements químics que componen el nostre planeta (excepte l’hidrogen i l’heli) van ser sintetitzats per generacions d’estrelles anteriors al Sol, que van explotar com a supernoves.
Un forat negre es forma quan una massa es comprimeix (per causa d’una gran acumulació de matèria, o en una explosió de supernova) de manera tal que la seva mida es fa més petita que l’anomenat Radi d’Schwarchild (per a la massa del Sol, aquest radi és de només 3 km). Aleshores, res pot aturar la compressió i la massa s’acumula en un punt de densitat infinita. La intensitat de la força de la gravetat al voltant d’una massa tant comprimida és extraordinàriament intensa, de manera que tot el que hi ha dins el Radi d’Schwarchild no pot escapar i acaba caient cap al centre. Ni tant solament la llum pot sortir-ne. Qualsevol cosa que hi hagi a prop, i tingui la desgràcia de travessar el radi, no podrà tornar a sortir-ne.
SISTEMA SOLAR
El Sol és una esfera de plasma, és a dir: un gas, els àtoms del qual estan ionitzats en la seva major part. És una estrella normal, ni gaire gran ni gaire petita, una més dels 200 mil milions d’estrelles de la nostra galàxia. Però és l’única que tenim suficientment a prop per poder-la estudiar amb detall.
És una estrella molt antiga, té uns 4.500 milions d’anys, i encara tot just és a la meitat de la seva vida. Durant tot aquest temps, la seva lluminositat ha variat poc, la qual cosa vol dir que el Sol és un objecte en equilibri hidrostàtic i tèrmic. És a dir, per una banda, en cada punt, el pes de les capes que té a sobre és equilibrat per la pressió produïda per l’agitació tèrmica; i per altra banda, cada capa del Sol perd la mateixa radiació que rep.
A partir del seu centre està dividit en una sèrie de capes concèntriques que són les segents:
Nucli: Radi: 175.000 quilòmetres. Temperatura: 15.000.000 K. En aquesta zona és on es produeix l’energia.
Zona radiactiva: Gruix: 325.000 quilòmetres. A través d’aquesta zona, l’energia es transmet per radiació. Els fotons de llum passen d’una partícula a una altra fins que acaben sortint.
Zona convectiva: Gruix: 200.000 quilòmetres. A través d’aquesta zona l’energia es transmet per convecció. El gas calent puja cap a la part superior, on desprèn l’energia que transporta i, un cop fred, torna a baixar.
Fotosfera: Gruix: 100 quilòmetres. Temperatura: 6.050 K (a l’interior de les taques: 4.250 K). Aquesta és la "superfície" del Sol. La zona d’on procedeix la llum que rebem.
Cromosfera: Gruix: 2.000 quilòmetres. Temperatura: de 4.300 K (a baix) a 20.000 K (a dalt). Aquesta capa és la part baixa de l’atmosfera del Sol.
Corona: Gruix: 3.000.000 quilòmetres. Temperatura mitjana: 1.000.000 K. Aquesta és la part alta de l’atmosfera del Sol.
Les característiques generals del Sol, són les segents:
Edat: 4.500 milions d’anys
Radi: 696.265 km
Massa: 1,99 x 1030 kg
Densitat mitjana: 1,4 (aigua = 1)
Lluminositat (potència) 3,83 x 1023 kW
Composició química de la fotosfera (en pes):
Hidrogen
Heli
Oxigen
Carboni
Ferro
Neó
Nitrogen
Silici
Magnesi
Sofre
Altres
Heli
Oxigen
Carboni
Ferro
Neó
Nitrogen
Silici
Magnesi
Sofre
Altres
73,46%
24,85%
0,77%
0,29%
0,16%
0,12%
0,09%
0,07%
0,05%
0,04%
0,10%
24,85%
0,77%
0,29%
0,16%
0,12%
0,09%
0,07%
0,05%
0,04%
0,10%
El Sol és una enorme central de producció d’energia per fusió nuclear. Al seu nucli, l’hidrogen crema termonuclearment per donar heli com a residu, alliberant energia durant el procés.
Això es fa a través d’una sèrie de reaccions, les més importants de les quals constitueixen el cicle protó-protó (o cicle pp). En aquest cicle intervenen sis nuclis d’hidrogen, dos dels quals es recuperen al final. El resultat final és que quatre nuclis d’hidrogen (quatre protons) es transformen en un nucli d’heli (constituït per dos protons i dos neutrons). Per aquest sistema, el Sol transforma, cada segon, 600 milions de tones d’hidrogen en heli.
Les tres reaccions que formen el cicle protó-protó són aquestes:
1.Dos nuclis d’hidrogen (protons) es fusionen. La unió és inestable, i un dels protons es desintegra, convertint-se en neutró i alliberant un positró (electró amb càrrega elèctrica positiva) i un neutrí. El que queda és un nucli de deuteri (que és una forma de l’hidrogen ja que només té un protó).
2.El deuteri fusiona amb un altre protó donant com a resultat un nucli d’heli 3 (dos protons i un neutró) i alliberant energia en forma d’un fotó gamma.
3.Dos nuclis d’heli 3, formats parallelament, es fusionen. Es forma un nucli d’heli 4 i s’expulsen els dos protons que sobren.
Tota l’energia produda pel Sol procedeix del fet que un nucli d’heli pesa menys que els quatre nuclis d’hidrogen a partir dels quals s’ha format seguint la cadena protó-protó. La diferència és molt petita, només del 0,7%, però suficient. Quan un gram d’hidrogen es converteix en 0,993 g d’heli, els 0,007 g que falten s’han convertit en energia, d’acord amb la famosa fórmula d’Einstein (E = mc²). Si fem els càlculs surten 175.000 kWh. Per aquest sistema el Sol transforma, cada segon, 4 milions de tones de massa en energia. Això fa que la potència del Sol sigui enorme (no podria ser de cap altra manera), i equival a una central de producció d’energia amb una potència de 3,83 x 1023 kW. Aquesta energia s’emet en totes direccions en forma de radiació electromagnètica de tota mena, en especial llum visible, ones infraroges i ones ultraviolades. Per tant, l’energia es va distribuint sobre una superfície esfèrica cada vegada més gran, i la part que és interceptada, i aprofitada, per la Terra és mínima. A la distància de la Terra al Sol (150 milions de km) la superfície d’aquesta esfera és 2,9 x 1023 m2, això vol dir que a cada m2 de la Terra arriba una potència de 1,3 kW (això s’anomena constant solar). Aquesta energia és la que permet el funcionament del nostre planeta.
La superfície de la Lluna està marcada per l’intens bombardeig de meteorits (les restes del material del qual es va formar el sistema solar) que va patir la seva escorça acabada de formar. Aquest bombardeig va caracteritzar la primera etapa de l’evolució del Sistema Solar, i va acabar ara fa uns 3.800 milions d’anys, deixant una orografia molt torturada, amb els cràters originats per aquests impactes, els més grans dels quals tenen fins a 2.000 km de diàmetre.
Després, ara fa entre 3.000 y 2.500 milions d’anys, laves basàltiques procedents de l’interior encara calent, van cobrir el 20% aproximadament de la seva superfície, originant els mars. Des d’aleshores no hi ha activitat a la Lluna, que és un astre absolutament inert. Només la caiguda ocasional d’algun meteorit provoca alguna variació.
Els cràters i els mars s’han mantingut intactes des d’aleshores ja que a la Lluna no hi ha aire ni aigua que puguin erosionar-los, com passa a la Terra.
Els quatre planetes gegants (Júpiter, Saturn, Urà i Neptú), es poden considerar constituïts tots ells per unes grans atmosferes, amb un molt petit nucli sòlid. En certa manera podríem dir que aquests planetes no "tenen" atmosfera, sinó que "són" atmosfera.
A part d’aquests, hi ha quatre astres que tenen atmosferes permanents d’una certa importància. Tres són planetes: Venus, La Terra i Mart; i l’altre és un dels satèllits de Saturn: Tità.
També cal esmentar tres astres més. Mercuri que té petites quantitats de gas al seu voltant, que procedeixen de l’activitat radioactiva del planeta o bé del Sol, però que no es poden considerar atmosfera ja que de fet no estan retinguts per l’astre. Ió, un dels quatre satèllits més grans de Júpiter, que té una petita atmosfera, molt variable, alimentada per la seva intensa activitat volcànica. I Tritó, el satèllit més important de Neptú, que també té una petita atmosfera procedent segurament de la petita activitat volcànica (gèisers) que presenta.
L’únic astre del qual tenim la certesa que té vida és el planeta Terra. Dins el Sistema Solar la possibilitat que hi hagi vida en altres astres és gairebé nulla. No n’hi ha cap que reuneixi les condicions de temperatura, existència d’aigua i d’atmosfera en el nivells que es consideren adequats per a mantenir la vida. Tot i això, a la Terra s’ha trobat vida en llocs on fins fa poc es considerava que no era possible: en medis molt àcids, o massa calents, o massa freds, o on no hi arriba la llum del Sol. Això porta a pensar que l’única condició indispensable és la presència d’aigua.
Aleshores, encara que les probabilitats de trobar-hi vida siguin pràcticament zero, els astrobiòlegs dirigeixen la seva atenció, bàsicament, cap a tres astres del Sistema Solar: Mart, Europa i Tità. Encara que no hi trobem vida, com a mínim l’estudi d’aquests astres ens pots ajudar a entendre com va començar la vida a la Terra.
En el cas de Mart, hi ha moltes evidències que mostren que hi podria haver aigua gelada a una certa profunditat sota terra. Pel que fa a Europa, un dels principals satèllits de Júpiter, també es creu que sota la seva escorça de gel hi podria haver un gran oceà d’aigua o de gel pastós. Per últim, El satèllit de Saturn, Tità, té una atmosfera molt semblant a la que se suposa que hi havia a la Terra primitiva, abans de l’aparició de la vida, per la qual cosa s’hi podrien estar donant processos similars al que varen donar origen a l’aparició de vida a la Terra.
Actualment es descobreixen nous planetes de dos tipus: planetes extrasolars i petits planetes (o asteroides) al Sistema Solar.
En el primer cas, la millora en els sistemes d’observació va permetre, a mitjans dels anys 90, detectar la presència de planetes al voltant d’estrelles diferents que el Sol. D’aleshores ençà se n’han descobert aproximadament un centenar i es preveu que el ritme de descobriments vagi en augment amb el perfeccionament de noves tècniques. En tot cas es tracta sempre de deteccions indirectes, és a dir, no es pot arribar a veure el planeta directament. El que es fa és detectar els seus efectes gravitatoris sobre l’estrella al voltant de la qual orbiten, o bé detectar la petita disminució de llum que provoquen quan transiten per davant de l’estrella. Fins ara, tots els planetes descoberts tenen masses iguals o superiors (la majoria) a la del planeta Saturn. El gran repte per als propers anys serà descobrir la presència de planetes similars a la Terra.
En el segon cas, no es tracta de planetes pròpiament dits, sinó de petits planetes o asteroides. Són les restes del material primitiu a partir del qual, per acumulació, es van formar els planetes del Sistema Solar. La millora instrumental, i l’automatització dels sistemes de recerca ha fet que en els darrers anys se n’hagi descobert un nombre impressionant: actualment n’hi prop de 50.000 catalogats (amb número i nom definitius, quan es pot calcular bé la seva òrbita) i uns quants centenars de milers que esperen tenir prou observacions per poder entrar al catàleg. Els que es descobreixen a prop de la Terra o al cinturó principal són molt petits (els grans ja fa temps que van ser descoberts). En canvi, els descobriments més importants han estat al Cinturó de Kuiper, un cinturó d’asteroides més enllà de l’òrbita de Plutó, on darrerament se n’han descobert diversos amb mides semblants a les del planeta Plutó. Això ha fet revifar la controvèrsia sobre si Plutó és realment un planeta o bé el membre més destacat del Cinturó de Kuiper. De moment, però, Plutó continuarà conservant la seva categoria de planeta.
D’acord amb les característiques de les seves òrbites, els cometes es poden dividir en dos grups: els periòdics o "antics" i els "nous". Els primers han passat ja diverses vegades prop del Sol i es mouen en òrbites el·líptiques de manera semblant a com ho fan els planetes. Els altres, tenen les òrbites molt excèntriques i molt llargues i és possible que passin per primera vegada prop del Sol.
Els cometes són segurament els supervivents dels planetessimals, és a dir dels materials a partir dels quals es van formar els planetes. Una teoria, formulada per Oort i Wipple, el 1950, postula l’existència d’un gran magatzem de cometes (l’anomenat Núvol d’Oort) que s’estendria entre 10.000 i 100.000 AU. Serien les restes dels blocs de construcció dels planetes Urà i Neptú que van ser expulsats molt més enllà del darrer planeta. Els cometes passen pràcticament tota la seva vida en aquesta regió, seguint unes òrbites molt excèntriques al voltant del Sol. La pertorbació produda pel pas d’una estrella, per exemple, faria que alguns d’ells canviessin la seva òrbita, escurçant-la i apropant-se més al Sol i entrant dins les parts més externes del Sistema solar. Aleshores les pertorbacions dels grans planetes els convertirien en cometes periòdics.
Si ens referim a algun dels grans asteroides, amb diàmetres de desenes o centenars de km, la resposta és que no. No n’hi ha cap que tingui una òrbita que el porti a xocar amb la Terra en els propers milers d’anys. El que sí hi ha és la possibilitat que xoqui amb la Terra algun petit asteroide de fins a uns 100 m de diàmetre, dels quals se’n descobreixen de nous cada any. Tot i això la probabilitat, com demostra la història, és molt petita i, de moment, no se’n coneix cap que pugui xocar amb la Terra dins els propers decennis.
OBSERVACIÓ DELS ASTRES
Mercuri (és difícil perque és a prop del Sol), Venus, Mart, Júpiter i Saturn.
Amb binocles s’afegeixen a la llista anterior Urà i Neptú.
Tot i que moltes vegades es representen amb un visible moviment, els cometes no es veuen córrer a ull nu. És precís un telescopi per advertir el seu moviment amb les hores i per comparació amb estrelles del fons.
Els meteorits o els micro-meteorits són petits fragments escampats per l’espai i despressos dels cometes. Quan la Terra, amb el seu moviment, travessa una zona on n’hi ha, són atrets per la nostra força de gravetat i cauen al nostre planeta. A l’entrar a l’atmosfera friccionen amb l’aire i es posen incandescents, desintegrant-se. Per aixó es veuen efímerament; són les populars "estrelles filants" o "meteors". Si n’hi ha molts, es diu que és una "pluja d’estrelles" o una "tempesta d’estrelles".
Les principals caigudes de meteors tenen lloc cada any en unes dates concretes. Alguns anys són més favorables que altres. Per veure’n molts cal poder distingir els febles -que són dels que n’hi ha més-. I per veure els febles cal estar situat al camp o a la muntanya, lluny de les zones polucionades lumínicament, tenir un cel molt net, estar-se molta estona quiet mirant el cel (la vista humana triga uns 20 minuts a tenir la màxima sensibilitat a la foscor), i evitar qualsevol enlluernament. Des de les ciutats mai es veuen bé.
Els astres lluminosos: El Sol, la Lluna, els planetes, els principals cúmuls d’estrelles. Molts fenòmens interessants, com eclipsis (no sols de Sol i de Lluna; també d’altres satèl·lits), ocultacions d’uns astres per altres, estrelles dobles, estrelles variables...
A més dels astres esmentats, també els astres febles: cometes, asteroides, nebuloses, galàxies...
Si es pretén veure-hi tots els detalls que teòricament poden proporcionar els telescopis, en línies generals els més difícils són els planetes. Són els que requereixen més experiència per part de l’observador (moltes hores de pràctica) ja que els seus detalls superficials tenen poc contrast, són petits, i solen estar molt afectats per la turbulència atmosfèrica. Un debutant mai veurà en un planeta tot el que pot mostrar-li el seu telescopi.
Per les causes esmentades, la fotografia planetària és la més difícil de totes les especialitats. Els planetes es fotografien colocant la càmera al telescopi amb ocular o amb amplificació per lent de Barlow. Cal tenir equips de molt bona qualitat, telescopi molt estable, i una gran estabilitat atmosfèrica (que no hi hagi turbulència). I fa falta llençar molta pel·lícula per aprofitar una sola foto. Darrerament s’utilitzen amb molt bons resultats càmeres CCD i "webcams" (adaptades) junt amb un tractament informàtic posterior.
És més fàcil fotografiar una feble nebulosa que un brillant planeta. S’utilitzen càmeres amb teleobjectiu posades en paral·lel al telescopi, o càmeres en el focus primari del telescopi (sense ocular). Com que els temps d’exposicó són llargs (d’un bon nombre de minuts), cal que el telescopi tingui una muntura equatorial motoritzada de molt bona qualitat. Per a enregistrar galàxies o astres molt febles dónen resultats extraordinàris les noves tecnologies de digitalització amb càmeres CCD, però cal, també, que els telescopis siguin de bona qualitat i de mida mitjanament gran.
El mètode bàsic és disposar d’un mapa del cel, si pot ser rotatori, per identificar les constel·lacions. Per referència a les estrelles identificades, poden trobar-se astres més febles. Si es disposa de telescopi, cal tenir mapes o cartografia adequada a la potència del telescopi, sigui cartografia impresa o informàtica. Si es tenen les coordenades de l’astre i el telescopi és equatorial, pot localitzar-se l’astre mitjançant el sistema de coordenades. Si el telescopi està informatizat i correctament orientat, pot cercar-se qualsevol astre de manera totalment automàtica.
Comunicar-ho immediatament (a fi que ningú passi al davant), però estant molt segur de que realment el que es veu és un astre nou. Al firmament hi ha milers d’asteroides, cometes, sobtats reflexes deguts a satèl·lits artificials... i també hi ha moltes errades als mapes -fins i tot als millors del món- que s’han de descartar abans de creure que s’ha descobert alguna cosa. Si no es disposa dels mitjans adequats per comprovar-ho, el millor que es pot fer és comunicar-ho de seguida a un centre (com, p.e., l’Agrupació Astronòmica de Sabadell). Després, quan s’estigui segur, caldrà enviar urgentment un comunicat al centre coordinador mundial de l’especialitat.
-
NEAR-EARTH OBJECT PROGRAM
THE ASTEROID ORBITAL ELEMENTS DATABASE
IOTA Secci europea
EAON
Euraster
Steve Preston
Jan Manek
CdR CdL -
THE MESSIER CATALOG
NGC - IC CATALOG ONLINE
THE NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE
THE DEEP SKY CATALOG
WEBDA (cmuls oberts) -
INTERNATIONAL COMET QUARTHERLY
IAU RECENT COMET BRIGHTNESS ESTIMATES WEB (IUA) -
BIG BEAR SOLAR OBSERVATORY
SOLAR DATA ANALISIS CENTER
SPACEWEATHER
SOHO -
DOUBLE STAR LIBRARY DE LA COMISION 26 DE LA UAI
THE WASHINGTON DOUBLE STAR CATALOG -
AAVSO (American Association of Variable Stars Observers)
VSNET (An International Mailing List on Variable Stars)
AFOEV (Association Franaise d'Observateurs d'toiles Variables)
GENERAL CATALOG OF VARIABLE STARS (GCVS) -
THE LUNAR OBSERVER
THE INTERNATIONAL OCCULTATION TIMING ASSOCIATION HOME PAGE
CLEMENTINE LUNAR IMAGE BROWSER 1.5
THE HITCHHIKER'S GUIDE TO DE MOON
INCONSTANT MOON -
IMO - THE INTERNATIONAL METEOR ORGANIZATION
THE AMERICAN METEOR SOCIETY -
THE NINE PLANETS
SOLARVIEWS
SOLAR SYSTEM SIMULATOR
JPL SOLAR SYSTEM DYNAMICS
INTERNATIONAL JUPITER WATCH ATMOSPHERE DISCIPLINE
THE NINE PLANETS
SATURN OBSERVATION CAMPAIGN 2005 - JPL/NASA -
INTERNATIONAL SUPERNOVAE NETWORK
(SUPER)NOVA-SUSPECT MINOR PLANET CHECKER (UAI)
BRIGHT SUPERNOVAE DE ROCHESTER ACADEMY OF SCIENCES -
VIDEOS AMB NOTÍCIES I IMATGES DEL TELESCOPI ESPACIAL HUBBLE
ESA-ESO (Galería d’imatges)
TELESCOPI HUBBLE (Procesat d’imatges en color)
NASA-FITS (Informació sobre format de fitxers FITS)
LUCKY IMAGING (Informació sobre tècniques d’alta resolució càmeres video)
CHRISTIAN BUIL (Informació sobre imatge digital i espectrografia)
ASTROSURF (Informació sobre infinitat de recursos astronòmics)
FOTOGRAFIES
HOMENATGE A JOSEP COSTAS (Dedicatòria al aficionat Josep Costas Gual)
PROGRAMA DE TV "NOSTRA NAU"