Forats Blancs?

Per tractar d’explicar què és un forat blanc, primer hem de comprendre què és realment un forat negre. Imaginem un lloc on l’espai “cau” a una velocitat més gran que la de la llum. Seria una mena de cascada, excepte que el que cau és realment l’espai, no l’aigua. Ara, pensem en un salmó que tracta de remuntar la cascada, en un forat negre, un fotó de llum (el salmó) “res” contra el corrent tan ràpid com pot (a la velocitat de la llum), però pel fet que és el pròpia cascada d’espai la qual el transporta cap al forat negre, res ni ningú no pot escapar al forat negre.

Sabem que res pot moure’s més ràpid que la llum. Per filar més fi direm que res pot moure’s a través de l’espai a major velocitat que la llum. Segons la relativitat general d’Einstein el mateix espai és lliure de fer el que li vingui de gust.

Llavors, un forat blanc és com un forat negre, excepte que la cascada cau cap amunt en comptes de cap avall. Els forats negres són solucions matemàtiques de la relativitat general, es tracta d’objectes teòrics. Fins on sabem no hi ha forats blancs en la naturalesa, com tampoc existeixen cascades en les quals l’aigua flueixi cap amunt.

Tot el que s’empassa un forat negre acaba en un lloc anomenat singularitat. Un punt de curvatura infinita en què l’espai i el temps com els coneixem acaben. Una versió oposada d’això, implicaria que la matèria apareixeria espontàniament a major velocitat que la llum des d’una singularitat. Tot i que la principal teoria que explica l’origen de l’univers, el Big Bang, és similar, l’univers és pla i sense centre a diferència dels forats blancs que haurien de tenir centres.

També podríem pensar d’una manera intuïtiva, que tot el que entra ha de sortir per algun costat. És a dir que si en un forat negre l’entrada és negra, la seva sortida ha de ser blanca. Podríem imaginar que la matèria del forat negre surt en un altre punt de l’espai-temps en un brillantíssim forat blanc. No obstant això, aquest suggestiu pensament, no té cap suport en física. Tot el que entra en un forat negre acaba inexorablement en un misteriós sac fosc, anomenat singularitat, d’on mai surt.

L’evolució de la supernova 1987A des 1994-2006 filmada pel telescopi espacial Hubble

Un cop l’any, des de 1994 a 2006, el telescopi espacial Hubble ha apuntat cap a la supernova 1987A. Es publica a Science l’anàlisi tècnica d’aquest vídeo. La font central desapareix poc a poc, mentre s’eixampla, fins gairebé desaparèixer. L’anell brillant que l’envolta mostra una sèrie de punts calents que han sorgit a poc a poc, deguts a la compressió i escalfament produït quan l’ona de xoc de l’explosió de supernova el travessa.

SN 1987A és una supernova de tipus IIP que va tenir lloc als afores de la Nebulosa de la Taràntula (NGC 2070), situada al Gran Núvol de Magallanes, galàxia nana propera a la Via Làctia. Una supernova visible a simple vista des del 23 febrer 1987 durant diversos mesos (amb una brillantor aparent de magnitud 3), és la supernova documentada més propera a la Terra des SN 1604, la supernova de Kepler, que va aparèixer en la mateixa Via làctia. L’estrella progenitora va ser identificada com Sanduleak -69 ° 202, una supergegant blava de tipus espectral B3. Actualment es pensa que la progenitora era una estrella binària, les components es van fusionar uns 20.000 anys abans de l’explosió, que va passar fa a 168.000 anys. La supergegant blava és la raó de l’existència dels anells visibles en el romanent. S’ha estat buscant el nucli col.lapsat, que hauria de ser una estrella de neutrons, sense èxit. Potser està oculta entre densos núvols de pols i no és visible, o potser després de l’explosió grans quantitats de material van tornar a caure de nou sobre l’estrella de neutrons, per la qual cosa va continuar col.lapsant cap a un forat negre.

Primeres imatges d’un llamp a Saturn

S’ha captat per primera vegada una tempesta elèctrica a Saturn, demostrant que el planeta té un temps similar al de la Terra. La nau Cassini, que ha estat orbitant a Saturn des de juny de 2004, va observar directament un llamp durant l’equinocci de Saturn a l’agost de 2009, segons informa un equip a la revista Geophysical Research Letters. “Les imatges en llum visible ens diuen molt sobre el raig”, diu Ulyana Dyudina, científic planetari a l’Institut Tecnològic de Califòrnia a Pasadena, i autora principal de l’estudi.
“Ara podem començar a mesurar com de fortes són aquestes tempestes, on es formen a la capa de núvols i com es relaciona la intensitat òptica amb l’energia total de les tempestes”, diu en un comunicat de la NASA.
Els científics han sospitat l’existència de raigs a Saturn basant-se en les emissions de ràdio conegudes com Descàrregues electrostàtiques de Saturn (SEDS).
Les missions Voyager, que van passar per Saturn el 1980 i 1981, i la nau Cassini van detectar aquests senyals. Les SEDS també es correlacionen amb núvols de tipus convectiu – com els corrents d’aire ascendent que produeixen els raigs a la Terra.
La major part de l’any, però, la llum solar es reflecteix en els anells de Saturn, que fa que la banda nocturn sigui més brillant que la Terra sota la Lluna plena, diuen els investigadors.Aquest ‘resplendor de l’anell’ fa que el costat fosc del planeta sigui massa brillant per detectar raigs la major part del temps.
Els investigadors van aprofitar una de les nits més fosques a Saturn del passat agost. Al voltant de l’equinocci, la llum solar incideix principalment a les vores dels anells, creant una foscor suficient per detectar òpticament els raigs.
Les càmeres de Cassini van captar les llampades generades en una enorme tempesta que va rugir des de gener a octubre de 2009 a 35 graus de latitud sud. Les imatges van permetre als científics comparar la mida, energia i freqüència del raig de Saturn amb els de la Terra i Júpiter.La quantitat d’energia en el raig observat en Saturn és similar als esclats més grans de la Terra, i comparables als de Júpiter.
No obstant això, al contrari que les tempestes més violentes de Júpiter, on tenen lloc raigs una vegada cada cinc segons aproximadament, a Saturn tenen lloc una vegada cada minut.
Aquest ritme es deu probablement a un menor calor interna i una menor barreja de convecció a Saturn, segons informa l’equip.
En una tempesta que cobria 3000 quilòmetres, Dyudina i els seus companys van observar espurnes que s’estenien al llarg de centenars de quilòmetres. A més, la seva anàlisi suggereix on s’originen els raigs – en núvols de hidrosulfur d’amoni o núvols de gel d’aigua, com a la Terra.
Observar el llamp en altres longituds d’ona – ràdio i ara visible – ajuda a completar la descripció de les condicions del temps a Saturn, d’acord amb Brad Carter, astrònom de la Universitat de Southern Queensland.
“Estem començant a tenir una idea del que realment passa a l’atmosfera [de Saturn] a partir d’aquesta observació”, diu Carter.
“És una evidència de temps similar al de la Terra en un altre món, però a una escala gegant”. Les mesures de les emissions de ràtio de les enormes tempestes de Saturn, suggereixen que podrien produir raigs d’ordres de magnitud més grans que els raigs recentment observats, assenyala Carter.
“Això és només una mostra dels raigs de Saturn, i en realitat hi ha raigs molt més potents que no s’han observat”, comenta.

Astropèdia: Què es un forat negre?

Per entendre el que és un forat negre comencem per una estrella com el Sol El Sol té un diàmetre de 1.390.000 quilòmetres i una massa 330.000 vegades superior a la de la Terra. Tenint en compte aquesta massa i la distància de la superfície al centre es demostra que qualsevol objecte col.locat sobre la superfície del Sol estaria sotmès a una atracció gravitatòria 28 vegades superior a la gravetat terrestre a la superfície.

Una estrella corrent conserva la seva mida normal gràcies al equilibri entre una altíssima temperatura central, que tendeix a expandir la substància estel.lar, i la gegantina atracció gravitatòria, que tendeix a contraure i rebregar-la.

Si en un moment donat la temperatura interna descendeix, la gravitació es farà propietària de la situació. L’estrella comença a contraure i al llarg d’aquest procés l’estructura atòmica de l’interior es desintegra. En lloc d’àtoms hi haurà ara electrons, protons i neutrons solts. L’estrella segueix contraient fins al moment en què la repulsió mútua dels electrons contraresta qualsevol contracció ulterior.

L’estrella és ara una «nana blanca». Si una estrella com el Sol patís aquest col lapse que condueix a l’estat de nana blanca, tota la seva massa quedaria reduïda a una esfera d’uns 16.000 quilòmetres de diàmetre, i la seva gravetat superficial (amb la mateixa massa però a una distància molt menor del centre) seria 210.000 vegades superior a la de la Terra.

En determinades condicions l’atracció gravitatòria es fa massa forta per ser contrarestada per la repulsió electrònica. L’estrella es contrau de nou, obligant als electrons i protons a combinar per a formar neutrons i forçant també a aquests últims a amuntegar-se en estret contacte. L’estructura neutrònica contraresta llavors qualsevol ulterior contracció i el que tenim és una «estrella de neutrons», que podria acollir tota la massa del nostre sol en una esfera de només 16 quilòmetres de diàmetre. La gravetat superficial seria 210.000.000.000 vegades superior a la que tenim a la Terra.

En certes condicions, la gravitació pot superar fins i tot la resistència de l’estructura neutrònica. En aquest cas ja no hi ha res que pugui oposar-se al col lapse. L’estrella pot contraure fins a un volum zero i la gravetat superficial augmentar cap a l’infinit.

Segons la teoria de la relativitat, la llum emesa per una estrella perd una mica de la seva energia al avançar contra el camp gravitatori de l’estrella. Com més intens és el camp, més gran és la pèrdua d’energia, la qual cosa ha estat comprovat experimentalment en l’espai i en el laboratori.

La llum emesa per una estrella ordinària com el Sol perd molt poca energia. La emesa per una nana blanca, una mica més, i l’emesa per una estrella de neutrons encara més. Al llarg del procés de col lapse de l’estrella de neutrons arriba un moment en què la llum que emana de la superfície perd tota la seva energia i no pot escapar.

Un objecte sotmès a una compressió més gran que la de les estrelles de neutrons tindria un camp gravitatori tan intens, que qualsevol cosa que s’aproximés a ell quedaria atrapada i no podria tornar a sortir. És com si l’objecte atrapat hagués caigut en un forat infinitament profund i no cessés mai de caure. I com ni tan sols la llum pot escapar, l’objecte comprimit serà negre. Literalment, un «forat negre».

Ubicació final per el telescopi E-ELT

En l’ultim post, parlant dels exoplanetes, vaig fer referencia al gran telescopi europeu ( E-ELT ), dient que la seva futura ubicació seria, o Xile, o les illes Canàries. Doncs be, la seva ubicació final serà Xile. Ahir es va fer oficial la decisió presa per la ESO ( Observatori austral europeu ), i no ha sentat gaire be al govern espanyol ( Normal ).
Aprofitarem el post per explicar que el telescopi serà el mes gran construït mai, amb un mirall de 42 metres de diàmetre, i una resolució 15 vegades millor que el telescopi espacial Hubble. Apart del estudi dels exoplanetes, el telescopi també servira per estudiar la misteriosa matèria fosca ( que es creu es la responsable de l’acceleració de l’expansió del univers ).
Llastima que al final no el montin a les Canàries, ara ja no podré deixar el currículum….

Astropèdia: Exoplanetes per a principiants

Què són els exoplanetes?

Els planetes extra-solars (o exoplanetes) són planetes que orbiten altres estrelles diferents del sol. El primer d’ells es va detectar el 1995 i ara sabem de l’existència de més de 400 exoplanetes.
Els més petits exoplanetes són un parell de vegades més gran que la Terra, i molts són diverses vegades més gran que Júpiter. El fet que la majoria d’aquests planetes són molt més grans que la Terra es pensa que és perquè els planetes massius són actualment molt més fàcils de detectar que els petits.

Com es detecten?

Fins fa poc no ha estat possible veure els exoplanetes directament, ja que són a grans distàncies i en general eclipsats per la seva estrella mare, per aquest motiu s’utilitzen altres formes de detecció.
Els mètodes amb més èxit han estat els de mesurar la caiguda en la brillantor d’una estrella quan un planeta es mou davant d’ell, o en detectar el “balanceig” en la posició d’una estrella causada per l’estirada gravitatoria d’un planeta.
A causa del efecte Doppler rebem la llum de l’estrella a una longitud d’ona més llarga, ja que es mou una mica lluny de la Terra i en una longitud d’ona més curtes a mesura que avança cap a nosaltres, la forma en que canvia la longitud d’ona es pot utilitzar per calcular la massa de la planeta.

Quan una estrella es mou cap a un observador, els intervals entre les ones de llum descendeix de forma consecutiva, i la llum es detecta amb una major freqüència (o longitud d’ona). A mesura que s’allunya l’augment de intervals i la llum es detecta una freqüència més baixa (o menor longitud d’ona). L’import pel qual aquests canvis depèn de la rapidesa amb que l’estrella es mou, que a la vegada, depèn de la massa del planeta.

Podrien mantenir la vida?

Es pensa que la vida requereix aigua líquida, així que les condicions han de ser perfectes (ni molt calent, i no massa fred). La distància d’una estrella a la qual un planeta podria estar a la temperatura correcta és conegut com la “Zona rínxols d’Or “, o més prosaicament la zona habitable. Això varia amb la mida de l’estrella (per a les estrelles més grans i més calentes és més lluny). Els candidats més coneguts de planetes que es troben en zones habitables son en l’òrbita de nanes vermellas, unes estrelles amb una massa inferior a la meitat del sol.
El Telescopi Europeu Extremly Large Telescope – un telescopi revolucionari que serà el més gran del món amb un mirall de 42 m de diàmetre – i el Telescopi Espacial James Webb buscarà planetes semblants a la Terra, entre els exoplanetes que s’ha anat descobrint.

El Telescopi Europeu estarà ubicat o a Xile o a les Illes Canàries i s’espera que estigui acabat el 2016. Ens donarà un millor coneixement de l’espai, fins i tot millor que el telescopi espacial hubble.