El Sol i les estrelles

Fa temps, vaig dedicar un article al Sol i altre  a explicar com és que cremava per efecte túnel. Avui vull estendre’m un poc més en el Sol, les estrelles en general, explicar alguna anècdota i parlar d’algun personatge.
[@more@]

Podem pensar en el Sol com en una immensa bola de gas calent. Està format, sobretot, per hidrogen (unes tres quartes parts del total) i d’heli (l’altra quarta part). Però també té un 1% d’altres elements com ferro, alumini, plata, or, plom, urani, etc. Atenció, perquè molts d’aquests elements no s’han format en ell, sinó que són restes d’altres estrelles anteriors. I, és clar, el mateix passa amb el material del que estem fets nosaltres mateixos: que no es van generar al Sol, sinó en estrelles anteriors al mateix. És un tema suficientment interessant per a tractar-lo amb més calma en alguna altra història. Seguim. La densitat mitjana de l’Astre Rei és una mica superior a la de l’aigua: 1,4 grams/cc. Així que semblaria més un líquid que no un gas. Tanmateix, varia molt segons estem en la seva superfície i ens desplacem cap al seu centre. La temperatura a la superfície és d’uns 6.000 ºC i al centre d’uns 15 milions. A aquestes temperatures, qualsevol gas canvia el seu comportament. Deixa de ser un gas per a passar a ser el que els físics diuen plasma.

No és una bola rígida com podem pensar en la Terra. El seu equador fa una volta en uns 25 dies. Podríem dir-lo, dia equatorià. En els llocs a mig camí entre l’equador solar i els pols, a uns 40º de latitud, el període de gir és de 28 dies. Això es coneix com rotació diferencial. A més, el seu nucli, el seu cor, que és una quarta part del ràdi solar, gira més ràpidament que la superfície. Encara que sembli que és un detall sense importància, té les seves conseqüències. I bé, còm sabem que gira d’aquesta manera?. Doncs per les taques solars.

En el seu Discurs sobre els cossos que suren, el nostre venerat Galileo ens explicava que havia observat taques solars i que a més es desplaçaven, el que volia dir que el Sol també girava i que completaven el seu gir en un mes lunar. I ho va escriure en italià en lloc del llatí, que era la lingua franca. Ho va fer per als que no poguessin estudiar, que veiessin que de la mateixa manera que la Naturalesa els ha donat ulls amb els quals admirar la seva obra, també els ha donat ments capaces de penetrar i comprendre els seus secrets igual que als filòsofs. Aquesta actitud va enfurismar als filòsofs. Alguns com Ludovico delle Colombe es van declarar anti-Galileo. Com colombe vol dir colom en italià, als crítics de Galileu els van dir "la banda del palomino". Però tampoc no va ser Galileo el primer a descriure les taques solars, que observava projectant la seva llum recollida sobre un paper. Els astrònoms xinesos se li havien avançat, el menys, uns 1.600 anys, ja que ho van fer l’any 28 a. de C.

Sabem que les taques solars tenen molta activitat magnètica. Quan sotmetem a un àtom a un camp magnètic extern, els seus nivells d’energia es desdobleguen, produint-se l’efecte Zeeman que pot ser observat amb un espectroscopi. Els nivells canvien:

 
Efecte Zeeeman

Fent números ens surt que el camp magnètic en ella és de l’ordre de mil vegades més fort que als voltants. I com els camps magnètics inhibeixen la convecció de calor, sabem també que aquestes taques són entre 1.000 i 1.500 graus més fredes que l’entorn. Les taques solars apareixen en ambdós hemisferis, a uns 30 graus de latitud i van emigrant cap a l’equador solar. Quan totes s’agrupen allí, als onze anys, es formen noves, a la mateixa latitud, però amb la polaritat invertida. Als 22 anys, per tant, es torna a començar de nou el cicle. La taca solar típica posseïx una umbra, el centre més fosc, de 20.000 km; i una penombra, la vora que la circumda, d’uns 35.000 km. Penseu que el diàmetre de la Terra és de l’ordre de 13.000 km.

Per què el Sol té la grandària que té? és casualitat o hi ha una raó? Doncs és per un equilibri entre tres paràmetres. D’una banda, tenim el nucli, en el qual s’estan donant les reaccions de fusió nuclear que intenten expandir-lo; d’altra banda, la gravetat tendeix a contreure’l; i finalment, una part de l’energia s’escapa en forma de radiació. I no és precisament poca. Perquè us feu una idea, a la Terra arriba una part en 2.200 milions de la total que emet. Entre aquests tres factors tenim una grandària que ens ve donada.

Imaginem que, d’alguna manera, poguéssim expandir una mica al Sol. En expandir-se, la temperatura baixaria i les reaccions nuclears es donarien amb menys vigor. La gravetat començaria a dominar i el Sol es contrauria. Aquesta contracció té una inèrcia i passaria del punt d’equilibri per a descendir per sota de la grandària ideal. Però en aquest moment, l’interior s’escalfaria més del compte i s’avivarien les reaccions termonucleares que guanyarien momentàniament a la gravitatòria. Tornaríem a passar del ràdi ideal i estaríem al principi una vegada i torne’m-hi. Aquests processos es donarien amb relativa rapidesa: de l’ordre d’hores. Així doncs, la grandària del Sol no és casual, sinó que és el qual ha de ser.

D’estrelles, o Sols, podem veure unes 6.000 en el cel nocturn; encara que des d’un punt determinat del globus terrestre només podem veure aproximadament unes 2.000. Hiparco de Nicea va ser el primer a dedicar diners per a muntar un observatori permanent a la illa de Rodas. Va utilitzar instruments sofisticats preexistents i va inventar altres nous. Un dia va veure una estrella que no havia estat observada abans. La cosa va tenir la seva importància perquè per aquell temps es pensava que els cels eren perfectes i immutables. Perquè altres astrònoms no tinguessin un problema semblant, va classificar unes 1.000 estrelles, el que va suposar el primer mapa estel·lar exacte de la història. També, comparant les seves mesures amb observacions anteriors, es va adonar que existia un desplaçament d’Est a Oest. Ho va explicar dient que el Pol Nord Celeste descrivia un cercle que completaria en 26.700 anys. Així doncs, havia descobert la precessió dels equinocis. Faltaven 18 segles perquè Isaac Newton pogués explicar la raó.

Però va fer un pas més. Fins a aquell moment, només s’observava la longitud i latitud de les estrelles, o sigui, se situaven en el cel traçant un mapa. Aquesta informació era molt valuosa, però no suficient. Hi ha estrelles que brillen més i altres que brillen menys i això s’havia de considerar. Hiparco va introduir el concepte "magnitud" que va definir com mesura de la lluentor d’una estrella. La pregunta era, com mesurar-la en aquells temps?

El nostre heroi va agafar un vel tènue i va mirar el cel estrellat a través d’ell. Les estrelles més febles no es veien a través del vel. Després, va pendre un segon vel que va superposar al primer i van desaparèixer més estrelles. Després va agafar altre vel i així va repetir l’operació. Quan va arribar a 7 vels, ja no veia gairebé res. D’aquesta manera, va assignar a cada estrella una magnitud del 1 al 6. Enginyós, oi?

Les obres de Hiparco s’haguessin perdut de no ser pel Claudio Ptolomeo qui, gairebé tres segles després, va publicar una ressenya dels coneixements astronòmics de l’època basada principalment en Hiparco. Ptolomeo incloïa el mapa de Hiparco amb algunes correccions i també la noció de les magnituds. Com l’obra de Ptolomeo va sobreviure fins avui, conservem la divisió de les estrelles en magnituds, encara que de forma una mica més sofisticada.

Un responsable d’aquesta sofisticació va ser l’astrònom anglès John Herschel, qui estava observant les estrelles meridionals des del Cap de Bona Esperança. En 1836 va dissenyar un instrument que projectava una petita imatge de la Lluna plena que podia variar manipulant una lent. La imatge podia equiparar-se en lluentor a la imatge d’una estrella en particular. D’aquesta manera, Herschel podia estimar la lluentor relativa de les estrelles amb bastant exactitud i podia determinar gradacions menors que tota una magnitud.

En 1856, l’astrònom anglès Norman Pogson va estandarditzar la idea d’Hiparco definint la magnitud 1 com 100 vegades més brillant que la magnitud 6. Per a això, va calcular que calia ajuntar 100 estrelles de magnitud 6 per a obtenir una equivalent de magnitud 1. D’aquesta manera, cada magnitud és 2,51 vegades més lluminosa que la que li segueix (2,51^5=100). O sigui, una estrella de magnitud 1 és 2,51 vegades més lluminosa que una de magnitud 2. Això pot anar en contra de la intuïció, doncs com més baixa és la magnitud d’una estrella o objecte, més lluminosa és. Així que també pot haver magnituds nul·les i negatives. Una estrella de magnitud 0 és 2,51 vegades més lluminosa que una de magnitud 1, i una de magnitud -1 és més brillant que una de magnitud 0.

Perquè us feu una idea. L’estrella més tènue visible avui pels telescopis més potents té una magnitud de 24. El Sol té una magnitud de -26,9, la Lluna de -12,6 i Júpiter té una de -2,5. D’altra banda, Sirio, l’estrella més brillant després del Sol, té -1,4; Saturn té -0,4; Urà 5,7, pràcticament invisible sense algun instrument i Neptú 7,6: invisible si no s’utilitzen instruments astronòmics.

Avui dia, a partde mesurar la magnitud de les estrelles també mesurem el seu espectre. Recordeu quan Newton va fer passar la llum a través d’un prisma i es va descompondre en els colors de l’arc de Sant Martí i més tard Fraunhofer va utilitzar un espectròmetre i va trobar unes línies en les quals no havia llum? Aquestes línies, els físics les coneixen molt bé i saben que són les empremtes dactilars dels elements que les componen. Si unim l’espectròmetre a un ordinador que tingui tota la informació podrem saber fàcilment quins materials té. Desgraciadament, en 1913, no havia ordinadors, però sí havia… dones!

El treball d’analitzar la llum que ve d’una estrella és extraordinàriament rutinari, encara que calia ser molt curós i sistemàtic. Com tot un senyor astrònom hauria de fer tota aquesta tasca? Bé, no s’havien obstinat les dones en matricular-se en astronomia? Doncs apa!, a mesurar espectres. I és clar, alguna dona més llesta del compte se’ls va colar. Per exemple, Annie Cannon va classificar centenars de milers d’estrelles durant cinquanta anys! Avui la considerem com l’autèntica mare de la classificació espectral de les estrelles i gairebé la fundadora de l’astrofísica moderna. També es van colar altres dones que van tornar boja a la comunitat astronòmica, com la Henrieta Leavitt i la Cecilia Payne. Aquestes dues últimes van ser tan extraordinàries que hauré de dedicar-les alguna història només a elles.

Si el masclisme anterior us ha semblat poc, sapigueu que la classificació en tipus espectrals es fan en grups de temperatura decreixent cridats O, B, A, F, G, K i M. Sabeu quin és la regla mnemotècnica que es van inventar els astrònoms? Oh, Be A Fine Girl and Kiss Me!

I si parlem de espectroscopia, també hem de parlar de Gustav Kirchhoff. Nascut en 1824, en Königsberg, avui Kaliningrado, va ser professor de física a Heidelberg durant vint anys i dotze més a Berlín. Va fer importants contribucions a la física matemàtica i experimental. A Heidelberg va ser on va conèixer al Robert Bundsen, que tenia unes quantes cicatrius, havia perdut un ull en una explosió durant un experiment i havia estat a punt de morir en dues ocasions enverinat per arsènic.

Doncs bé, amb el famós encenedor Bundsen que té molt poca llum pròpia, Kirchhoff va escalfar diferents materials. Va fer passar la llum que desprenien per un espectroscopi i va observar les línies que donaven els espectres d’aquells elements podent etiquetar-los. I és que cada element té unes línies que vénen a ser com una "empremta digital". Fins i tot van ser capaces d’identificar gràcies a aquestes línies dues empremtes digitals que no havien vist anteriorment i gràcies a això, van descobrir dos nous elements que avui coneixem com rubidi i cesi.

Una nit es va declarar un incendi a Mannheim, prop d’on tenien el laboratori. Kirchhoff i Bundsen van fer una anàlisi espectroscòpic de les flames que veien a través de la finestra. Immediatament van saber que hi havia bari i estronci en aquella massa que cremava. Ambdós científics acostumaven a passejar diàriament per un camí anomenat el Camí dels Filòsofs. Un dia, Bundsen li va dir: Si vam poder determinar la naturalesa de les substàncies que van cremar a Mannheim, per què no podríem fer el mateix amb el Sol?


Gràcies a aquesta idea, altres investigadors van ser capaços d’establir que havia elements, ja coneguts a la Terra, en l’atmosfera del Sol. Tothom estava impressionat pels avenços d’ambdós homes. Be, tots excepte el banquer d’en Kirchhoff. Un dia, aquest banquer li va preguntar: De què serveix saber que hi ha or al Sol, si no pot portar-lo a la Terra?. Temps després, el govern britànic li va concedir un premi amb un munt de sobirans d’or. Kirchhoff va anar al banc amb una borsa plena d’ells i la hi va lliurar al seu banquer dient:

– Aquest és l’or del Sol.

 
Fonts:
“El universo en la palma de la mano”, Manuel Lozano Leyva
“Historias curiosas de la ciencia”, Cyril Aydon
“Eurekas y Euforias”, Walter Gratzer
“El Sol brilla luminoso”, Isaac Asimov
“Enciclopedia biográfica de Ciencia y Tecnología (Tomo I)”, Isaac Asimov
La foto està treta de la wikipedia
en anglès

Quant a omalaled

Me llamo Fernando y soy un apasionado de la ciencia y admirador de los científicos y ténicos de todas las épocas. Espero disfrutéis sabiendo un poquito más de ellos.
Aquesta entrada ha esta publicada en General. Afegeix a les adreces d'interès l'enllaç permanent.