cosmologia

La Cosmologia és la part de l’Astronomia que intenta establir una imatge coherent de l’Univers, especialment pel que fa als seus aspectes d’espai (estructura actual) i temps (evolució temporal, tant al passat com al futur, cosmogonia).

A pesar de que hi ha moltes teories i molts aspectes que no estan prou contrastats, dintre de la comunitat científica hi ha un consens bastant unànime respecte als sis temes següents:

1.- Dimensions y estructura de l’Univers visible.

2.- Origen de l’Univers i les galàxies. Teoria del Big-bang

3.- Origen i evolució dels estels

4.- Origen i evolució del Sol i del Sistema Solar

5.- Origen i evolució de la Lluna.

6.- Origen i evolució de la Terra i aparició de la vida.

1) La física y la cosmologia

La cosmologia actual se basa en gran part en la Relativitat General d’ Albert Einstein (1916) perquè és la teoria més important sobre la gravitació, que és la força que domina a dimensions astronòmiques.

La conseqüencia més important de la Relativitat Especial (1905) és que la font d’energia de les estrelles és la conversió de massa en energia, segons la famosa equació d’Albert Einstein:

E = m · c²

Una conseqüència que crida molt l’atenció és la famosa paradoxa dels bessons. Donat que dos sistemes que se mouen un respecte a l’altre, tenen sistemes de mesura de l’espai y del temps diferents resulta que si un dels bessons se’n va de viatge a un sistema estel·lar llunyà y fa un viatge de 10 anys-llum d’anada y 10 anys-llum de tornada en uns 30 anys quan torni trobarà un germà envellit 30 anys, però ell sols n’haurà envellit uns 10 anys.

La conseqüència més important de la R.G. és que la massa dels objectes materials produeix una deformació de la geometria de l’espai (se podria dir que la massa és una deformació de l’espai-temps). El cas extrem, el forat negre, és una massa immensa que produeix una deformació també immensa de l’espai-temps coneguda com una “singularitat”. Un tipus de lloc a on no se compleixen les lleis de la física que nosaltres coneixem.

Einstein va descobrir que de la seva teoria se deduïa que l’Univers està en constant expansió. Com que al seu temps no se coneixia cap expansió de l’Univers, va introduir una constant per corregir aquest aparent error, però poc temps després Hubble va comunicar a la comunitat científica que havia descobert que l’Univers estava en expansió i que les galàxies més llunyanes s’allunyaven a més velocitat que les més properes, segons una llei de proporcionalitat molt senzilla coneguda com llei de Hubble (v = H · r ), confirmant que sembla una expansió de l’espai, més que un allunyament dels objectes que hi ha dintre d’ell.

Una de les conseqüències més important per la nostra imatge actual de l’univers és que si veiem galàxies amb velocitats properes a la de la llum és que estan el més lluny possible, ja que res pot anar a una velocitat major que la llum, i segons Hubble els objectes més ràpids són els més llunyans.

La conseqüència immediata de l’expansió és que en el passat tot estava junt i que l’Univers va tenir un principi, calculat en fa uns 14.000 milions d’anys. Lògicament a aquests instants inicials la massa del conjunt se troba molt junta, formant una “singularitat” similar als forats negres, a on no se compleixen les lleis de la física que coneixem. És la teoria del Big-bang.

Una altra important conseqüència de la R.G. és que no existeix espai sense matèria, i per tant la matèria no s’expandeix “ocupant un espai buit que existia abans”, sinó “creant l’espai a mida que se va expandint”. La primera vegada que un ho sent li pot semblar mal d’entendre i mal de creure, però és així.

Per altra banda, donat que la massa corba l’espai, considerant el conjunt de tota la matèria existent és evident que l’univers està corbat i possiblement és tancat, és a dir, que caminant en la mateixa direcció podem arribar al mateix lloc original, com si caminéssim per sobre un globus o una esfera.

La darrera conseqüència important és conseqüència de que l’expansió és fruit d’una explosió inicial, de l’energia que hi va intervenir. Si l’energia era molt petita per la massa que hi havia, com si tiram una pedra cap a dalt a poca velocitat, tot tornarà a caure, tornant al seu lloc inicial, finalitzant l’historia de l’Univers amb un gran croxit.

2) Medis d’investigació cosmològica

Dins del Sistema Solar podem disposar de informació directa com els meteorits o els materials que podem recollir o analitzar amb naus tripulades (a la Lluna o a Mart) o automàtiques (Voyager, Mariner, etc.), però per tal de mesurar les distancies de objectes més llunyans i estudiar la seva estructura i composició, els astrònoms disposen sols de una informació: la llum i les altres radiacions que ens arriban dels astres.

El paralatje és el mètode més senzill de calcular distàncies astronòmiques. Consisteix en mirar l’objecte des de dos punts distints de l’espai. Així tenim una espècie de “visió binocular” que ens permet calcular la distància.

Els espectres (visibles) se obtenen descomposant la llum dels estels amb els seus colors constituents mitjançant un prisma de vidre o un instrument similar. Ens donen molta informació respecte a la seva composició, temperatura, moviment, distància (d’objectes molt llunyans), etc. i indirectament ens permeten deduir quina ha de ser l’estructura de l’estel per tenir aquestes característiques.

Actualment els espectres s’han ampliat a les franges infraroges, ultraviolades, de microones, raigs X, etc. i també s’estudien altres partícules que arriben a la Terra com els neutrins.

Un dels descobriments més importants va ser la relació entre temperatura i lluminositat, coneguda com diagrama de Hertzsprung-Russell.

Al diagrama HR podem distingir un grup molt abundant d’estrelles que ocupen la franja diagonal que va de dalt a l’esquerra (blaves molt lluents i amb temperatura elevada) fins a baix a la dreta (roges poc lluents i amb baixa temperatura). Aquesta franja es coneix com “seqüència principal”, ja que els astrònoms varen suposar que les estrelles anaven perdent temperatura i lluentor al llarg de la seva vida, i per tant s’anaven desplaçant al llarg de la seqüència principal cap a la part de baix a la dreta.

Ara sabem que les nanes blanques són restes d’estrelles majors que han acabat les seves reaccions nuclears i es van apagant lentament, mentre que les gegants vermelles (a dalt a la dreta) són estrelles que viuen les fases finals de la seva vida, caracteritzades per inestabilitats, elevades temperatures al nucli, gran expansió de la seva atmosfera gasosa (per això són gegants) i baixa temperatura superficial (per això són vermelles).

Les gegants emeten molta energia, però aquesta es distribueix entre tota la seva immensa superfície exterior, que manté una temperatura baixa perquè està molt allunyada del nucli a on se genera aquesta energia. Aquesta baixa temperatura és la responsable del seu color vermell.

Les nanes blanques, en canvi, tenen una temperatura elevada perquè són molt petites i la superfície està molt pròxima del nucli calent. En canvi emeten poca energia perquè són molt petites i tenen poca superfície, que és la que emet l’energia.

Una eina inesperada varen ser les estrelles variables. Les dobles eclipsants són dues estrelles que giran al pla de la nostra visual, produint eclipsis periòdics que fan variar la lluminositat del conjunt. Les dobles espectrogràfiques són tan llunyanes o estan tan juntes que sols sabem que són dobles per les variacions Doppler del seu espectre. Les variables polsants varian de lluminositat perquè s’inflan i desinflan periòdicament. De fet sembla que totes les estrelles son polsants (fins i tot el propi Sol), però sols unes poques presentan variacions apreciables de lluminositat, com les cefeides, que són molt brillants i molt regulars i permeten calcular amb molta precisió la lluminositat, la massa, la distància,...

3) Singularitats i estats de la matèria (en condicions normals i extremes)

En condicions normals els tres estats de la matèria són sòlid, líquid i gasós, i tenen que veure amb l’energia i mobilitat de les molècules. A un líquid i a un sòlid les partícules (les molècules) estan tan prop una de l’altre que és molt difícil comprimir-los.

Si la pressió augmenta podem aconseguir que les òrbites dels electrons d'uns i altres àtoms s’interpenetrin més, però per aconseguir-ho hem de vèncer les grans forces de repulsió entre aquests electrons.

En aquestes condicions és difícil que es mantingui l’estructura dels àtoms i les molècules. La matèria presentarà un estat altament ionitzat, amb unes propietats similars als metalls (conducció d'electricitat, de les ones i del so similars a un sòlid metàl·lic), però amb una agitació de les partícules similars (o molt major) a les dels gasos. Tot això comprimits dintre d’un volum molt menor que el d’un sòlid (dels que coneixem a la Terra). Aquest estat de la matèria es coneix amb el nom de “plasma”.

Si la pressió i la temperatura segueixen augmentant, és inevitable que amb les fortes col·lisions es produeixin reaccions nuclears, bé de ruptura d’àtoms (fissió) o de generació d’àtoms pesants a partir d’altres més lleugers (fusió).

Si la pressió i la temperatura segueixen augmentant, arribarem a fer que els nuclis se toquin , formant com una espècie de nucli gegantesc de milions i milions de neutrons junts. Les estrelles de neutrons tenen entre 10 i 15 km de radi i representan la major densitat que pot tenir la matèria, la mateixa que al nucli atòmic (d = 2,7 · 10¹⁴ g/cm³, un cm³ pesa 270 000 milions de kg). Aquesta matèria és pràcticament incomprensible.

Augmentant la pressió podem arribar a destruir l’estructura interna de la matèria. En aquest darrer cas no tenim cap idea de l’estructura que pot substituir-la, però a allò no se li pot dir matèria, a pesar de que tindrà massa. Allà no hi ha partícules conegudes ni forces conegudes ni lleis conegudes. El nom tècnic és el de singularitat, perquè les equacions de la física deixan de funcionar-hi. Un cop destruïda l’estructura de la matèria ja no hi ha res que impedeixi el colapse, i tota la massa present s’enfonsa cap el centre de gravetat. Aquesta singularitat té una propietat molt important: la força gravitatòria és tan elevada, que qualsevol objecte que s'hi acosti bastant caurà cap el centre sense poder escapar. És un gran “xuclador” que tot ho empassa, fins i tot la llum (que té la major velocitat possible a l’Univers). Per això rep el nom de “forat negre”.

Donat que cap radiació pot escapar a aquesta immensa gravitació, els forats negres seran invisibles, quedant aïllats de l’Univers material.

Fa uns anys es pensava que tal objecte seria molt difícil de detectar, però avui sabem que a l’exterior sí que es produiran fenòmens que es podran detectar.

A pesar de que un forat negre pot ser molt petit, te una densitat propera a l’infinit. Tot objecte capturat és destruït per les grans forces que hi operen, i això, junt amb la gran velocitat de rotació que agafen les partícules al seu voltant durant la caiguda (núvol d’acreció), fa que s’emetin grans quantitats de radiació en forma de raigs X i g (gamma) i aquesta permet, indirectament, detectar el forat negre.

Es calcula que el rendiment de la transformació de matèria en energia durant la caiguda pot ser superior al 40%, superant en molt el rendiment de la fusió nuclear al centre de les estrelles

4) L’ expansió de l’univers i el Big-bang

La teoria de l’expansió de l’Univers va ser formulada per Lemaitre l’any 1927, i va ser desenvolupada per George Gamov.

Segons Lemaitre tota la matèria de l’univers (electrons, protons, neutrons, fotons, neutrins, quants, i les seves antipartícules) estaria concentrada a un punt de petites dimensions que anomenava “àtom primigeni”.

La situació física d’aquesta acumulació de matèria seria molt inestable i va provocar una gran explosió (coneguda com Big-bang) que va projectar la matèria i l’energia en totes direccions, i amb una velocitat inicial propera a la de la llum.

Els físics teòrics actuals ha estudiat amb molta més profunditat les lleis de la física que controlarien aquesta situació tan excepcional, que tècnicament és una “singularitat”, utilitzant la mecànica relativista i quàntica. Així han arribat a una descripció molt més acurada del que va poder passar als primers moments, de com va poder evolucionar aquest conjunt fins avui i de com podria evolucionar al futur.

S’han escrit molts llibres sobre els primers segons d’existència de l’Univers. Resumint les línies generals destacarem el següent:

L’era de Planck és el temps entre l’instant inicial (singularitat de densitat infinita, temperatura infinita i volum nul) i 10^-43 segons (0.00000000000000000000000000000000000 00000001 s), es caracteritza per unes situacions tan llunyanes a les nostres lleis físiques, que no podem saber res del que passava. Les dimensions de l’Univers eran menyspreables i al final tenia una temperatura d'uns 47 quintillons de graus (47 · 10³⁰ K).

L’era de formació de la matèria és la fase que va entre 10^-43 i 10^-6 segons (una milionèsima de segon després del Big-bang) tenim un Univers que s’ha expandit a la velocitat de la llum i que es troba a 15 bilions de graus (T = 1,5 · 10¹³ K). La temperatura encara és massa elevada per a que la matèria es faci estable. L’energia se transforma en matèria i al revés.

L’era hadrònica. A una tercera fase els hadrons, partícules com el protó i el neutró, s’estabilitzen i donen forma al que serà el nostre Univers actual, amb totes les seves lleis. Aquesta era va des d'una milionèsima fins a una deumil·lèsima de segon (10^-6 fins als 10^-4 segons). Per davall de 10 bilions de graus (10¹³ K) els protons ja no desapareixen, i per tant el seu nombre a l’Univers es fa estable. La radiació encara domina sobre la matèria, amb una concentració de fotons de l’ordre de mil milions de vegades superiors al de partícules.

L’era de la bomba d’hidrogen. Al cap d'uns 200 segons la temperatura baixa per davall dels mil milions de graus (10⁹ K) els protons poden reaccionar d'acord la reacció protó-protó i l’heli així format no es destrueix, com passava a temperatures superiors. En breus instants la quarta part de la massa de protons i neutrons es converteix en heli.

L’era de la radiació. Al cap d’una hora de l’inici del Big-bang les condicions deixen de ser aptes per la nucli-síntesi. La temperatura s’ha reduït a uns 250 milions de graus (250 · 10⁶ K). La densitat és propera a la de l’aigua (1 g/cm³). Els fotons encara són molt més abundants que les partícules. Amb les seves col·lisions la freqüència dels fotons, o sigui la seva energia, es va repartint, de forma que tots ells acaben amb energies properes a la mitjana, que amb l’expansió va disminuint.

L’era de l’alliberament dels fotons. Al cap d’un milió d’anys l’univers comença a ser transparent a la llum. Els fotons ja poden viatjar sense col·lissionar amb partícules o amb altres fotons, però la seva energia ha anat baixant fins quedar a la franja de les microones. Actualment es pot detectar aquesta radiació de fons residual (amb una temperatura d’uns 2,7 K), a la regió de freqüències de les microones.

L’era de formació de les galàxies. Al cap de mil milions d’anys les petites diferències de densitat del plasma original han donat lloc al grans núvols de gas dels que naixeran les galàxies. L’atracció gravitatòria ha amplificat aquesta diferència concentrant la matèria al voltant dels punts més densos i buidant de cada vegada més els menys densos. Al densíssim centre dels núvols se forma un gran forat negre, i escampats per tot el núvol comencen a néixer milers d’estrelles. Això marca el naixement de les galàxies.

L’era de l’expansió (actual). Des del naixement de les galàxies, l’Univers du uns 15 000 milions d’anys en procés d’expansió. Podem observar com les galàxies més llunyanes es troben a una distància de casi 13 000 milions d’anys-llum, la qual cosa vol dir que la seva llum tarda 13 000 milions d’anys en arribar-nos, i per tant no estem veient el seu aspecte actual, sinó l’aspecte que tenien ara fa 13 000 milions d’anys, o sigui a l’època de formació de les galàxies. El fet de que les galàxies més llunyanes apareixin més joves i presentin estructures diferents a les més properes i velles és una de les proves més importants de l’evolució de l’Univers.

De fet a partir de uns 8000 milions d’anys llum la distància fa que les galàxies siguin molt difícils de veure. Més enllà i fins a uns 13000 milions d’anys llum trobam els quàsars, objectes molt lluminosos y que emeten molta energia en les freqüències de radio. Tenen una lluminositat més gran que la galàxia més gran, però l’energia sembla sortir d’una regió més petita que el Sistema Solar. Avui pensam que representen els primers instants de la formació de les galàxies, o més concretament del gran forat negre en formació al centre d'una galàxia. Aquest objecte va absorbint la matèria del seu voltant, i transformant l’energia gravitatòria (energia potencial del material que hi cau) en emissions de radiació.

El futur de l’Univers. Hem dit que si l’univers te prou massa pot anar frenant la seva expansió i, com una pedra llançada ca a dalt que després torna caure cap al punt de partida, tota la matèria, l’energia, i el propi espai-temps, podria tornar encongir-se i acabar reduint-se a una minúscula singularitat com la que va donar lloc al Big-bang (Big-crunch). Per saber si aquest serà el destí de l’Univers els astrònoms han de calcular la massa total de l’Univers i veure si l’atracció gravitatòria serà suficient per frenar l’expansió. De moment la matèria visible més la massa que s’ha pogut estimar indirectament no és suficient, però els astrònoms pensen que hi pot haver grans quantitats de matèria obscura que resulti difícil de detectar, i segueixen cercant maneres de detectar-la.

5) Vida i mort dels estels

Hem vist que les primeres galàxies naixeren a partir d’immensos núvols de gas (74% d’Hidrogen, 26% d’Heli i petites quantitats d’altres elements) fa uns 13 000 milions d’anys. Segons les teories actuals aquells grans nuvols de gas en rotació se fraccionarian a la vegada en núvols més petits de entre 10³⁶kg i 10⁴⁵ kg d’Hidrogen dels que naixerien les estrelles.

Aquest núvols es van concentrant degut a la immensa força de gravitació que generan, masses tan enormes. El pes de la matèria més externa sobre la més interna genera una calor inimaginable, que arriba a més d’un milió de graus.

A aquestes temperatures comença la reacció nuclear de fusió entre els àtoms de Hidrogen, i això es considera l’instant de naixement de l’estel.

El gran calor produeix una força d’expansió a dintre del nucli de l’estel, que compensa el pes de les capes més externes i fa que l’estel s’estabilitzi.

La lenta combustió de l’Hidrogen a aquest forn nuclear (el Sol crema uns 600 milions de tones d’Hidrogen cada segon transformant-los en Heli) es mantindrà bastant estable durant milions d’anys (10.000 milions d’anys per el Sol).

A la reacció més senzilla, la que transforma l’Hidrogen en Heli, un 0,7% (7 per mil) de la massa en reacció se converteix en energia (això representa que el Sol perd cada segon uns 4 milions de tones de massa en forma d’energia emesa cap a l’espai)

Al final, quan la proporció d’Hidrogen al nucli comença a disminuir, l’estel torna a sofrir canvis importants de volum, pressió i temperatura, augmenta la temperatura, començan noves reaccions nuclears i l’estrella entra en les seves fases finals. Depenent de la seva massa aquest final pot presentar moltes fases, amb reaccions nuclears cada cop més complexes i produint molts elements quimics nous. Les estrelles més grans arriben a explotar en forma de super-nova, projectant casi tota la seva matèria a l’espai exterior.

Aquesta mort violenta dels estels és de gran importància per la gran quantitat d’elements pesants que es generen als darrers instants i que es projecten cap a l’exterior.

Amb la mort d’aquests estels una part de la seva matèria torna als núvols de gas de la galàxia i se produeixen grans ones expansives a sobre aquests nuvols que poden facilitar que a llocs propers comenci la contracció del nuvol per formar noves estrelles. Els núvols a on se formaran las següents estrelles (de 2ª generació) contindran grans quantitats d’elements pesants que permetran la aparició de sistemes planetaris i ocasionalment de la vida.

A l’esquema següent podem veure les grans diferències de dimensions (diàmetres) que poden presentar les estrelles. Les més grans són les gegants i supergegants roges, que realment no tenen masses proporcionals a la seva grandària. Les elevades temperatures internes de les gegants roges fan que l’atmosfera exterior estigui molt expandida, però presenti una densitat molt baixa.

El naixement de tots els estels és similar, en canvi la seva vida i mort depèn sobretot de la seva massa.

Si el núvol inicial és molt petit i se crea un objecte central de menys de 0,08 masses solars, no s’arriba a la temperatura de un milió de graus i no comença cap reacció nuclear. Al voltant d’aquesta massa algunes arriban al milió de graus i això dispara la reacció del deuteri, que és molt breu, ja que als núvols de gas mai hi ha molt deuteri. Totes elles emeten un poc de llum degut a la calor de la compressió. Se les coneix com nanes marrons.

La temperatura ha de sobrepassar els 10 milions de graus per poder iniciar la reacció estable que transforma els nuclis d'hidrogen, un simple protó, amb nuclis d’heli, amb dos protons i dos neutrons, seguint una sèrie de transformacions conegudes com “cicle protó-protó”.

4 ¹H ® ⁴He + 2 e⁺ + 2 n + 25,7 MeV

4 protons ® He(2 protons i 2 neutrons) + 2 positrons + 2 neutrins + energia

A les estrelles més petites, fins a 0,25 masses solars, quan s’acaba el combustible, perquè el nucli està massa “contaminat” per la quantitat d’heli, l’estrella deixa de produir energia i es va apagant. De totes formes el procés d’extinció és molt lent i dura molts milions d’anys.

A totes les estrelles que sobrepassen les 0,25 masses solars quan va disminuint la reacció de l’hidrogen, la pressió gravitatòria torna augmentar i la temperatura al nucli puja a més de 100 milions de graus començant la reacció de l’heli coneguda com “cicle triple alfa” que dóna com resultat final l’aparició de carboni, produint també molta energia, segons l’esquema següent:

3 ⁴He ® ¹²C + 24,7 MeV

Si la seva massa no supera les 0,7 masses solars desprès d’aquesta segona fase acaba la vida de l’estrella en forma de nana blanca.

Les estrelles que superen les 0,7 masses solars quan van acabant la combustió de l’heli, tornen a produir menys energia calorífica i l’energia gravitatòria torna a guanyar, fent que l’estrella es contregui i en conseqüència que al seu nucli augmenti la pressió i la temperatura. Al centre comencen noves reaccions atòmiques més complexes i el cicle se repeteix. De cada vegada, el nucli on es concentren els àtoms pesants necessaris per a la següent reacció, és més petit i més contaminat, i per tant més inestable. Cada una de les reaccions posteriors dóna menys energia, i per tant cada fase dura menys temps, de manera que la vida de l’estrella s’accelera cap al final, sortint de la seqüència principal. Un altre cop el destí de l’estrella depèn de la seva massa.

Les estrelles similars al Sol, de entre 0,7 i 1,5 masses solars, acaben la seva vida com inestables gegants vermelles, que pateixen successives contraccions i expansions (el Sol arribarà fins més enllà de l’òrbita terrestre) degudes als canvis de temperatura del nucli quan va acabant els successius combustibles. A aquesta fase l’estrella va expulsant cap a l’espai gran quantitat de la seva matèria, però al final, la matèria no expulsada s’anirà apagant, i una altra vegada acabarà els seus dies en forma de nana blanca.

A totes aquestes estrelles sols s’arriba com a màxim al ferro, l’element número 26 de la taula periòdica, i a més a més encara que pot arribar a expulsar ¼ part de la seva massa, sols s’expulsen cap a l’exterior els elements de la seva superfície, que són els més lleugers. El nucli, que té un radi aproximat d'una quarta part del radi de l’estrella (25%) queda quasi intacte.

La formació i expulsió d’elements més pesants sols es produeix a les estrelles més grans. A les estrelles de entre 1,5 i 2,5 masses solars coexisteixen la reacció protó-protó que genera heli, amb una reacció més complexa anomenada “cicle del carboni”, que opera a temperatures un poc més elevades i és més eficient.

En canvi a totes les estrelles de més de 2,5 masses solars domina el cicle del carboni. Tenen un nucli més petit, de radi un 5% del radi de l’estrella, amb temperatures de més de 20 milions de graus, a on les reaccions són molt intenses. Aquestes estrelles produeixen 10.000 vegades més energia que el Sol, però també es consumeixen molt més aviat i acaben el combustible d’una manera molt més brusca.

Aquestes estrelles passan per totes les reaccions fins arribar al ferro. La de l’heli a uns 100 milions de graus dóna carboni, la del carboni a uns 1.000 milions de graus dóna neó, oxigen i silici, i finalment la reacció del silici dóna ferro (isòtop de 26 protons i 30 neutrons) arribant a 10 000 milions de graus i aquí s’acaben les possibilitats de generar energia. A l’estrella queda una estructura de capes semblant a una ceba.

Quan l’estrella acaba aquestes reaccions, donada la seva gran massa, es produeix un “colapse gravitatori”, la massa de les capes externes fa tanta pressió sobre les internes que la matèria “cau” cap al centre en pocs segons. La gran pressió augmenta la temperatura al centre i els nuclis de ferro col·lissionan amb força i molts es rompen, però aquest procés absorbeix energia, la mateixa que s’havia creat quan es va formar el ferro, i per tant disminueix la temperatura i l’estrella s’enfonsa més ràpidament.

Quan arriben a una densitat de 400 milions de kg/cm³, el nucli es torna opac i d’ell no pot sortir cap energia, ni tan sols els neutrins. En uns pocs segons el nucli es converteix en una massa uniforme de neutrons i protons comprimits, com si fos una estrella de neutrons, o un sol àtom immens, però la gran energia de la caiguda produeix fortes ones de xoc. A la densitat de 270 000 milions de kg/cm³ (2,7·10¹⁴ g/cm³ la densitat del nucli atòmic) la matèria es torna bruscament incomprensible, l’ona de xoc rebota com una pilota i tota la matèria que abans estava caient, ara és expulsada cap a fora.

Amb un temps breu, d'uns pocs dies, l’ona arriba a la superfície i quasi tota la matèria de l’estrella és expulsada cap a l’exterior a uns 10 000 km/s.

En aquest procés es produeix la ignició brusca de tot l’hidrogen i tot l’heli que quedaven i es produeixen milers de reaccions nuclears, moltes d’elles absorbeixen energia, com la ruptura d’àtoms pesants, però també la formació d’àtoms més pesants que el ferro. Tota aquesta matèria i tota l’energia residual s’expulsen a gran velocitat

La gran explosió que genera la mort d’aquesta estrella es pot veure de molt lluny, ja que al llarg d’uns pocs dies brilla tant com centenars o milers de milions de sols, l’equivalent a tota la lluminositat d’una galàxia petita.

Aquests fenòmens estel·lars són poc freqüents. Dintre de la nostra galàxia n’hi ha un cada 50 anys, però sols un cada 200 o 300 anys resulta visible per nosaltres. Són les supernoves de tipus II, i són el final al que estan predestinades totes les estrelles entre 8 i 18 masses solars.

Al final pot no quedar cap resta de l’estrella o quedar un nucli en forma d'estrella de neutrons, que, si gira ràpidament emetent microones com un far, rep el nom de púlsar.

Si la massa de l’estrella és superior a les 19 masses solars, desprès d’expulsar la majoria de les capes exteriors, queda un nucli colapsat que dona lloc a una estrella de neutrons o a un forat negre.

Per tant totes les estrelles (excepte les que dispersen tot el seu material a l’explosió final) acaban com nanes blanques, estrelles de neutrons o forats negres.

Aquest és un esbós de la vida d'una estrella, i també és la increïble història de l’origen dels 109 elements químics que donan naixement als planetes rocosos com la Terra i de vegades a la vida.

6) Naixement i evolució del Sol i del Sistema Solar

Segons les teories actuals els estels neixen a partir de immensos núvols de gas interestelar entre 10³⁶kg i 10⁴⁵ kg d’Hidrogen, Heli i petites quantitats d’altres elements.

Aquest núvols es van concentrant degut a la immensa força de gravitació que generan, masses tan enormes i el propi pes de la matèria més externa sobre la més interna genera un calor inimaginable, que arriba a més d’un milió de graus.

A aquestes temperatures comença la reacció nuclear de fusió entre els àtoms de Hidrogen, i això es considera l’instant de naixement de l’estel.

Al cas del Sol, que és una estrella de segona generació, el nuvol que queda al seu voltant te molts elements pesants procedents de l’explosió d’alguna o algunes supernoves anteriors a ell, i això permetrà que al seu voltant se formin planetes.

Ja hem dit que el Sol crema uns 600 milions de tones d’Hidrogen cada segon transformant-los en Heli, dels quals un 0,7% (7 per mil) de la massa en reacció se converteix en energia. Així el Sol perd cada segon uns 4 milions de tones de massa en forma d’energia emesa cap a l’espai.

Aquesta situació se mantindrà bastant estable durant un 10 000 milions d’anys (dels quals ja n’han passat 5000), consumint un poc més de 1/8 de la massa solar actual (1,47·10³⁰ kg) en forma de 0,2·10³⁰ kg de hidrogen que se transformaran en heli. En aquest procés el Sol perdrà una mil·lèsima part de la seva massa en forma d’energia (0,0013·10³⁰ kg ).

Al final, quan la proporció d’Hidrogen al nucli comenci a disminuir, el Sol tornarà a sofrir canvis importants de volum, pressió i temperatura. Se convertirà en una inestable gegant vermella que absorbirà les òrbites de Mercuri, Venus i la Terra. Les grans inestabilitats destruiran qualsevol forma de vida que pugui quedar al Sistema Solar.

En successives contraccions i expansions anirà expulsant cap a l’espai gran quantitat de la seva matèria més externa (l’atmosfera de hidrogen i heli), deixant al descobert el seu nucli i acabant els seus dies en forma de nana blanca rodejada de uns quants planetes morts.

La formació de planetes i satèl·lits s’ha estudiat amb simulacions per ordinador i sembla clar que ha de ser un procés freqüent entre les estrelles de segona generació.

Inicialment el núvol de gas i pols conté molts elements químics, alguns dels quals ja han format molècules més complexes com l’aigua i l’amoníac.

Un cop la força centrípeta de la gravitació s’equilibra amb la centrífuga generada per la rotació el sistema por mantenir-se milions d’anys girant al voltant del Sol.

Els elements més lleugers, com l’hidrogen i l’heli són fàcilment expulsats de les proximitats del Sol per el vent solar i la calor. Els altres se van ajuntant per un procés d’acreció que genera milions de planetesimals de pocs centímetres de diàmetre.

Les col·lisions entre aquests poden ser destructives, però com que tots giran en el mateix sentit, freqüentment donan lloc a objectes rocosos més grans que tindran una força gravitatòria major i que poc a poc netejarian la regió de planetesimals absorbint-los tots. Aquests asteroides formarien immensos cinturons en rotació al voltant del Sol.

Aquests asteroides tendrian col·lisions que moltes vegades serian destructives, però com abans algunes vegades donarian lloc a objectes més grans que serian molt difícils de destruir i que poc a poc netejarian la regió d’asteroides. Són els proto-planetes.

Alguns dels proto-planetes tendrian òrbites molt properes entre si i podrian col·lisionar, però a la llarga se produeixen uns planetes a distancies suficients i en òrbites prou circulars com perquè el sistema planetari sigui estable durant molts milions d’anys.

Se pensa que el cinturó d’asteroides que hi ha entre Mart i Júpiter podrian ser els restes d’un planeta destruït per les darreres col·lisions.

La Lluna sembla ser també el producte de una de les darreres col·lisions. El nostre satel·lit té un diàmetre de 1 738 km i una massa què és 1/83 la de la Terra. Dona una volta a la Terra amb un temps mitjà de 27,322 dies, a una distància mitjana de 384 400 km.

Abans del projecte Apolo hi havia tres teories sobre l’origen de la lluna.

1.- La teoria de la fissió o ruptura de la Terra, suposava que la Terra podia haver nascut amb una velocitat de rotació molt gran i haver expulsat una part de la seva massa que hagués quedat en òrbita al seu voltant. El fet de tenir un petit nucli i el baix moment de rotació actual fa impossible aquesta teoria. L’expulsió de matèria seria necessàriament superficial, i la Lluna sols tindria elements lleugers.

2.- La teoria de la condensació o del planeta doble suposa que la Terra i la Lluna s’haurien format a partir del mateix núvol de pols. La seva composició hauria de ser molt semblant, però la Lluna conté molts pocs elements pesats, i té un nucli molt més petit del que seria d’esperar.

3.- La teoria de la captura suposa que la Lluna s’hauria format a un lloc llunyà, y posteriorment hauria estat capturada per la Terra. Aquesta hipòtesi quasi cap científic la defensa seriosament a l’actualitat, ja que la probabilitat que es formessin cossos de mides tan voluminosos a òrbites properes i acabessin interferint-se com perquè un capturés l’altre, és tan petita que es pot considerar impossible, mentre que si se formaren a llocs llunyans la seva composició no seria tan similar.

El projecte Apolo va dur a la Terra 382 kg de roques i va demostrar que la coposició era molt similar a la de la Terra excepte pel fet de que les roques (superficials) no contenien cap rastre d’aigua al seu interior. La falta d’aigua feia pensar que no se podia haver format dels mateixos materials que la Terra, però la seva composició suggeria el contrari.

Les roques més antigues de la Lluna tenen entre 4 i 4,3 mil milions d’anys i es troben en les terres altes. Les roques dels mars tenen entre 3,8 i 3,1 mil milions d’anys. Les roques de les terres altes són del tipus de les anortosites (roques plutòniques bàsiques), de baixa densitat, que flotarien en les primeres etapes del planeta damunt d’una massa fosa. Les dels mars són basalts.

Quan se començaren a tenir més dades de la Lluna va sorgir la hipòtesi del gran impacte. Proposaven que amb la Terra va impactar un gran asteroide de la mida de Mart (podem dir que va ser la col·lisió de dos grans proto-planetes), amb un angle determinat per poder ejectar material suficient per formar la Lluna. De la fusió de la resta dels cossos que col·lisionaren es tornaria formar la Terra.

A finals dels anys 70, un cop eliminades les altres hipòtesis, els científics es plantejaren seriosament la possibilitat de la quarta, fent moltes simulacions per ordinador per tal de veure si era una alternativa acceptable. Els resultats foren presentats al congrés de Kona (a la gran illa de Hawai) l’any 1984. Avui la hipòtesi del gran impacte és gaire bé l’única hipòtesi supervivent, ja que és l’única que pot explicar casi totes les dades experimentals.

7) Evolució de la Terra i la vida

El planeta Terra es especial per a nosaltres els humans. De moment és l’únic a on sabem que s’ha desenvolupat la vida, i a més a més és casa nostra. Però després de 50 anys del descobriment de l’ADN per Watson y Crik (febrer de 1953) i de casi 150 anys de la teoria de l’evolució (Darwin 1959) ja se sospita que no estem sols a l’Univers.

La Terra te uns 5000 milions d’anys, com el Sol i la resta d’astres del Sistema Solar, i després de la formació de la Lluna va passar, junt amb aquesta, una llarga època bombardejada per meteorits i asteroides que quedaven en òrbita solar, fins fa uns 4000 milions d’anys. De tot això podem veure les proves a la Lluna, mentre que l’atmosfera i la mar han esborrat les marques de la superfície terrestre.

La vida se podria haver format abans, però les col·lisions freqüents d’asteroides de kilòmetres de diàmetre i probablement d’algunes desenes d’ells molt majors, de fins i tot centenars de kilòmetres, fa molt poc probable que aquesta pogués subsistir.

Hi ha indicis de que la vida va començar fa uns 3600 milions d’anys, quan a la mar aparegueren les primeres molècules amb la capacitat de replicar-se. Sols havian passat uns 200 milions d’anys des de les darreres grans col·lisions, així que sembla que la vida sorgeix amb bastanta facilitat.

Segons això i tenint en compte que hi ha centenars de milions d’estrelles a la nostra galàxia i centenars de milions de galàxies a l’Univers, sembla molt probable que hi hagi bilions de sistemes solars similars al nostre i que a molts milions d’ells hi hagi planetes similars a la Terra en qüestions com temperatura, aigua, atmosfèra, ... Seria molta casualitat que sols a la Terra s’hagués donat la vida.

Avui se creu que dintre d’una galàxia com la nostra hi ha d’haver vida a milers de planetes, i probablement a molts d’ells s’arribarà a desenvolupar alguna forma de vida intel·ligent, encara que no és fàcil que això passi al mateix temps a varis d’ells.

Si suposam que a la nostra galàxia hi ha un centenar de planetes que ara mateix tenen vida intel·ligent, i tenint en compte la gran velocitat en que hem desenvolupat la tecnologia, resulta bastant probable que dintre de la Via Làctia hi hagi civilitzacions tecnològiques amb les que ens puguem comunicar.

Fa ja unes desenes d’anys que els grans radiotelescopis del mon dediquen part del seu temps a escoltar senyals que puguin demostrar l’existència de vida intel·ligent a fora de la Terra, encara que és una tasca molt difícil, ja que és molt poc probable que aquests planetes amb vida intel·ligent estiguin un a prop de l’altre.