Al voltant del Sol
Iniciació a l’astronomia
Lídia Sidera Domènech
2n batxillerat Cientificotècnic
IES Castell d’Estela, AMER
2005
Des de ben petita ja m’interessava l’astronomia. Juraria que aquest interès va néixer un vespre, en la meva infància, quan vaig descobrir un llibre a les lleixes dels meus pares. El llibre parlava de altres planetes amb éssers com nosaltres, planetes amb reis, amb fanalers, petits planetes amb postes de sol infinites, aquest llibre era el Petit Príncep, de Saint- Exupéry.
El meu germà va començar a dur-me a observar les estrelles amb un petit telescopi de 40mm, m’agradaven.
Més tard he anat descobrint els misteris d’aquest món desconegut, de la mà de Galileu, Kepler, Newton...
L’expectativa, doncs, d’un treball de recerca em va obrir les portes a endinsar-me en aquest món.
A suggeriment del meu tutor, amb l’objecte d’acotar el treball, vaig planejar fer un seguiment de les taques solars.
Però a mesura que plantejava el treball, em vaig adonar que era un tema massa concret per algú sense coneixements previs.
Aquests coneixements els vaig cercat bàsicament a llibres, revistes, cintes documentals i a Internet. Però vaig denotar que, a la xarxa, la informació no estava gaire ben organitzada i que la majoria d’ubicacions web d’astronomia partien d’un nivell massa elevat per la comprensió dels seus discursos.
Vaig decidir, per tant, de crear un lloc web on exposés els coneixements bàsics ben organitzats i expliqués pas a pas algun mètode d’estudi de l’Univers.
Nombre del trabajo
Al voltant del sol
Els objectius que em vaig marcar concretament foren:
- Iniciar-me en el món de l’astronomia, adquirint coneixements fonamentals per mitjà de
entrevistes i de recerca bibliogràfica i audiovisual.
- Fer un seguiment exhaustiu de les taques fredes de la superfície solar, per tal
d’obtenir-ne dades i d’extreure’n conclusions.
- Construir una simulació a escala del sistema planetari.
- Complementar aquest treball de camp amb una localització del tema dins del corpus
astronòmic.
- Presentar tots aquests continguts en format web: http://personales.ya.com/lidia7
I resumint-los, més tard, en aquest treball escrit.
Índex
1. Introducció a l’astronomia 1.1 Història de l’astronomia p. 7 1.2 Big-bang p. 28 1.3 Les Galàxies p. 30 1.4 Les estrelles p. 34 1.5 El sol p.43 1.6 Sistema solar p.51 2. Treball de camp 2.1 Taques solars p.692.2 Simulació del sistema planetari p.81
3. Conclusions generals p.94
4. Agraïments p.95
5. Bibliografia p.96
Introducció a l’astronomia
Trobo que val la pena una focalització del treball dins del ampli univers cosmològic. Així doncs que he elaborat una introducció fonamental a l’astronomia que consta de:
• Història de l’astronomia • Formació (Teoria del Big bang) • Galàxies
• Estrelles
Viatgem a través de l’historia de l’astronomia. Coneixerem les investigacions orientals i occidentals fins a arribar a la concepció actual del cosmos.
Els pensadors més importants, els instruments més rellevants, les obres que varen revolucionar la seva època.
Introducció a l’astronomia
Xina:
3000 anys abans de Crist els xinesos ja havien estudiat el curs del Sol. D’aquí n’havien extret la durada de l’any (365 dies) i també havien fet els primers calendaris. Sabem, a partir de narracions, que eren capaços de predir eclipsis de Sol i de Lluna. Havien observat que es donaven cada 18 anys i 11 dies. D’aquest període se’n diu "Sares", terme provinent dels babilonis.
Egipte:
Pels volts del 3000 aC. els egipcis van dibuixar la "carta celeste" a la tomba de Senmut. Aquesta carta ens mostra els seus coneixements: havien fet un calendari de 12 mesos, havien donat nom a diverses constel·lacions i als astres més importants (per exemple: Thuban, que ve a ser la nostra estrella polar, perquè cal recordar que el Pol del cel va canviant amb el temps, bo i descrivint una circumferència completa amb 2600 anys).
Tomba de Senmut
Senmut fou el Segon Sacerdot d’Amón i arquitecte real de Hatshepsut (dinastia XVIII, 480aC.).
Es troba a la dreta del Temple de Hatshepsut a Deir el-Bahari (la Vall dels Reis) i fou realitzada per l’arquitecte del mateix temple. No obstant, Senmut, no fou enterrat en aquesta tomba sinó a un altre lloc. El més interessant del sepulcre és la decoració de les sales, amb escenes astronòmiques que representen constel·lacions, els mesos de l’any i gravats que fan referència a la vida del Més Enllà de l’arquitecte.
Caldeus
Els habitants de la Caldea han de ser considerats veritables pares de l’astronomia científica. Primer els sumeris i els acadis, després els babilonis i més tard els assiris. El primer vestigi que trobem de la seva ciència és un "Tractat d’astronomia", gravat sobre argila pels volts del 2850 aC. En aquest tractat s’indica com predir els eclipsis, descoberta que van fer independentment dels xinesos -ja que és inversemblant que s’ho poguessin comunicar.
Els caldeus foren els que van donar el nom de "Sares" al període de 18 anys i 11 dies (223 llunacions) que hi ha d’un eclipsi a un altre de semblant.
Els babilonis van heretar els coneixements dels acadis i, pels volts del s. VIII aC, els havien fet progressar considerablement: havien calculat el curs dels planetes, traçat les òrbites del Sol i la Lluna i predit les dates dels solsticis i equinoccis. També van determinar la franja del cel on es mouen el Sol, la Lluna i els planetes en 12 constel·lacions, és a dir, el Zodíac (nom que van donar-hi més tard els grecs).
Estudiaven el firmament construint admirables observatoris amb aparells i tot; també utilitzaven uns mapes del cel i les seves estrelles.
Gràcies a aquests estudis van confeccionar un calendari molt precís que és, de fet, l’origen del nostre.
Són també els que van dividir el dia en 24 hores, cada hora en 60 minuts i cada minut en 60 segons, i és que ells comptaven en sistema sexagesimal; van ser ells que van dividir el cercle en 360 graus i els graus en 60 minuts, i segons sembla van triar la xifra de 360 pel fet d’ésser un nombre "rodó", és a dir, divisible per 60 i més proper a 365, els dies de l’any, i així poder dir que el Sol avança cada dia aproximadament un grau sobre el Zodíac.
Tales del Milet (624-547 aC.)
Aquest filòsof de l’antiga Grècia que va viure durant uns anys a Egipte, on en va estudiar la seva cultura, va ser el primer de dir que la Terra és rodona. Això confongué a alguns autors posteriors perquè es pensaven que es referia en forma de disc i no pas esfèrica. Tot i així, sembla més versemblant que es referís a una esfera. També deia que estava submergida en un fluid que impregnava l'Univers sencer.
Pel que fa als 7 astres que es mouen al cel (el Sol, la Lluna, Mercuri, Venus, Mart, Júpiter i Saturn, tenint en compte que Urà, Neptú i Plutó eren desconeguts), creia que eren fixats en 7 esferes concèntriques i transparents que tenien la Terra per centre i giraven produint una harmonia celestial imperceptible per l’ésser humà, i tot dins una esfera més gran amb estels fixes.
Pitàgores de Samos (580-500 aC.)
Pitàgores de Samos era un gran deixeble de Tales. Va crear una escola on ensenyava geometria, aritmètica i música.
No se’n conserven obres, de totes maneres, podem gairebé assegurar que a més de donar per descomptat que la Terra era una superfície suspesa a l’espai, afirmava que la Terra girava entorn d’un eix al voltant del Sol, com també les feies els altres planetes i els cometes. També deia que la Lluna és semblant a la Terra i que les estrelles són sols llunyans que il·luminen altres habitants.
Escola d’Alexandria
A la ciutat d’Alexandria, fundada al nord d’Egipte per Alexandrene, l’any 331 aC, es va formar una famosa escola científica que va recollir una gran biblioteca, la més cèlebre de l’Edat Antiga, amb les obres de Tales de Milet, Pitàgores, Plató, Aristòtil, Éudox... i, és clar, totes les obres literàries de l’antigor.
D’aquesta escola en van sortir grans astrònoms: Aristarc de Samos (310-230 aC), un dels pocs seguidors de les idees de Pitàgores. Després de deduir amb una certa aproximació la distància de la Lluna, observant la curvatura de l’ombra de la Terra projectada sobre el nostre satèl·lit en un eclipsi lunar, es va enginyar per calcular la distància entre la Terra i la Lluna: va arribar a la conclusió que el Sol és 100 cops més llunyà de la Terra que de la Lluna (la realitat és que ho està a prop de 400 vegades més).
Claudi Ptolomeu (~100 dC.)
Desprès d’haver estudiat les obres dels seus antecessors va compondre un tractat d’astronomia gegant: 13 volums, anomenat Gran sintaxi o Construcció Matemàtica on recopilava els coneixements astronòmics que es tenien a l’antigor, a part de tots els que ell mateix havia descobert o deduït a partir de les seves observacions.
Ptolomeu no ens diu gaire res de nou amb aquesta immensa obra. Considera que la Terra és esfèrica i rodejada primer per l’atmosfera i després per una esfera d’èter, on es formen les estrelles fugaces, els bòlids i els cometes, després el segueix el "cel" de la Lluna, seguidament el de Mercuri, el de Venus, el del Sol, el de Mart, el de Júpiter i el de Saturn, i una última esfera, que anomenava "el primer mòbil", que feia girar tots els altres "cels" i esferes.
Per explicar com es mou cada planeta dins d’”el seu cel" fa la consideració següent:
”El planeta es mou amb moviment circular, descrivint un petit cercle perfecte al voltant de la Terra anomenat "cercle deferent"".
Però les observacions no concordaven exactament, així que, havia d’afegir epicicles als epicicles i així successivament.
De totes maneres l’obra de Ptolomeu és de gran importància pel que fa referència a la síntesi de tots els coneixements antics i la gran precisió de les seves observacions.
Almanun (?-883)
Sis segles desprès de la mort de Ptolomeu, el califa Almanun va traduir del grec a l’àrab, l’obra de Ptolomeu anomenada amb àrab Almagest (molt gran).
Almanun va instaurar el estudis astronòmics a Bagdad, capital d’Irak, va aixecar un gran observatori i li va donar una gran biblioteca. A la seva mort, Bagdad era la capital astronòmica del món.
Albattaní (854-929)
Albattaní, que va sortir de l’escola d’Almanun, és, de fet, el primer astrònom d’altura que trobem després de Ptolomeu. Va estudiar a fons l’Almagest i va publicar noves Taules Astronòmiques, va precisar la durada de l’any en 365 dies, 5 hores, 45 minuts i 24 segons i va perfeccionar la teoria ptolemaica de la Lluna i els planetes component un llibre anomenat De scientia stellarum (La ciència estel·lar).
Aquests coneixements van arribar a Europa a través d’Espanya. A Toledo s’hi va establir una escola que, al s.XI ja havia donat alguna personalitat (Azarquiel). Al s.XIII, també a Toledo, Alfons X el savi, va fer confeccionar les Taules Alfonsines, que va ser llibre de consulta arreu d’Europa fins al s.XVI.
Nicolau Copèrnic (1473-1543)
Nicolau Copèrnic era un canonge polonès amb un gran interès per l’astronomia. Havia estudiat la teoria de Ptolomeu i no acabava de veure gaire clar aquell sistema de cercles deferents i epicicles sobre epicicles. S’ha de dir que la seva situació era molt millor que la de Ptolomeu: la major precisió amb què ja es coneixien els moviments aparents dels planetes gràcies a les Taules Astronòmiques, els àrabs i les Taules Alfonsines, permetia comprovar que afegint epicicles sobre epicicles, tampoc es resolia la qüestió.
Copèrnic va trobar una solució molt més senzilla i més lògica dels moviments dels planetes. Si es considerava que la Terra es movia al voltant del Sol com els planetes (cosa ben lògica), la complicació dels moviments d’aquests desapareixia sorprenentment.
La posició que un planeta (per exemple, Mart) ocupa en el cel, en relació a les estrelles, va canviant a poc a poc de lloc, però no pas seguint sempre la mateixa posició ni la mateixa rapidesa, sinó que per exemple primer corre més, desprès afluixa la marxa i uns dies està com aturat; a continuació, fa marxa enrere, torna a aturar-se i un altre cop es posa a córrer en la mateixa direcció que al principi.
Ptolomeu intenta explicar-ho amb el cercle deferent i l’epicicle. Copèrnic, en canvi, ho aclareix segons la figura n). Així, doncs, quan mirem Mart al cel veiem que corre tot fent ziga-zaga.
Copèrnic recull totes aquestes idees i moltes altres en un llibre titulat De Revolutionibus Orbium Coelestium (De les Revolucions de les Esferes Celestes).
Tycho Brahe (1546-1601)
El danès, Tycho Brahe, va ser un gran observador, així doncs, el seu gran mèrit no va ser l’astronomia teòrica, sinó la pràctica.
El començament de la seva fama data del 1572. L'11 de novembre d’aquest any va ocórrer una cos estranya al cel i, oportunament, el jove astrònom era allà per contemplar-ho. A la constel·lació de Cassiopea lluïa una nova estrella. Esbalaït contemplava dia rere dia la nova estrella fins que es va anar apagant i finalment fent-se invisible. De les estrelles que pateixen aquest fenomen, avui en dia, se’n diuen "Noves" o, si l’estrella arriba a brillar com ara la de Tycho, "Supernoves". Tycho Brahe, incapaç d’interpretar tal fet, va publicar-ne un llibre: De nova stella (La Nova Estrella), cosa que va fer-li guanyar el favor del rei Frederic II de Dinamarca. Aquest li va oferir la propietat de l’illa de Hven, al Bàltic, amb una bona dotació de diners per a construir-hi un observatori.
Allà es va fabricar instruments de gran precisió (encara no coneixia els telescopis) que li van permetre obtenir valuosíssims resultats respecte les posicions dels planetes, determinades detalladament al llarg de 20 anys. També va medir posicions de 777 estrelles (mai no es va equivocar de més d’un o dos minuts d’arc).
Aquestes dades de les observacions, tan curosament realitzades, van deixar el camí preparat a un gran deixeble i col·laborador seu, Joan Kepler, perquè enunciés les grans lleis que regeixen el curs dels planetes.
Johannes Kepler (1571 -1630)
L’alemany Joan Kepler era el successor de Tycho. Quan Kepler tenia 4 anys va sofrir una greu malaltia que el va deixar tolit d’una mà, curt de vista i delicat de complexió. Per tant, no podia dedicar-se a l’observació astronòmica, però la seva ment era molt desperta.
Mentre estudiava a la Facultat de Teologia de Turinga va conèixer l’obra de Copèrnic i entusiasmat va deixar el sacerdoci i va anar a Mästtin a estudiar Matemàtiques. Va arribar a ser professor a Gratzi mentre exercia aquesta càtedra va escriure el Prodomus, que va agradar moltíssim a Tycho Brahe.
Tycho Brahe va oferir-li ser el seu aprenent i Kepler va acceptar encantat.
Quan va morir l’il·lustre astrònom danès, Kepler va començar a estudiar durament el seu catàleg. Es va adonar que les òrbites dels planetes no eren circulars, tampoc no ho arreglava dir que el Sol no estava ben bé al centre. Per fi, al 1609, any en què Galilei va construir el primer telescopi, va publicar els primers resultats de les seves recerques al llibre Astronomia Nova (Nova astronomia), i al 1619, un altre que les acabava d’arrodonir, Harmonices mundi (Harmonia del món).
Joan Kepler havia descobert les famoses lleis dels moviments dels planetes. Han estat comprovades i demostrades i continuen essent fonamentals a l’Astronomia. Aquetes lleis en són tres:
1. "Tots els planetes i la mateixa Terra giren al voltant del Sol descrivint una el·lipse, de la qual el Sol ocupa un dels focus"
2."El radi vector que uneix un planeta al Sol descriu àrees iguals en temps iguals". Això ve a dir que com més lluny del Sol és un planeta, més a poc a poc va i a l’inversa. És per això que l’estiu, quan la Terra es troba més lluny del Sol, és l’estació més llarga de l’any i l’hivern és l’estació més curta.
3."Els quadrats dels temps esmerçats en efectuar cada planeta la volta sencera al Sol, són proporcionals als cubs de les seves distàncies mitges al mateix astre".
Per exemple, Mercuri triga 88 dies i la Terra 365 per fer l’òrbita sencera. Si les elevem al quadrat resulta: 7744 i 133225, de manera que la segona quantitat és unes disset vegades més gran que la primera. D’altra banda, la distància mitjana de Mercuri al Sol és de 58 milions de quilòmetres i la de la Terra 149'5 milions. Elevant al cub aquestes dues quantitats resulta: 195112 i 3341362. Doncs bé, la segona xifra també resulta unes disset vegades més gran que la primera.
Kepler va viure una vida difícil i amarga, va morir pobre i sol. No va ser fins després de la seva mort que no es va reconèixer el seu mèrit, que el col·loca entre els grans genis de la Història de la Ciència.
Galileu Galilei (1564-1642)
Galileu Galilei era un gran matemàtic, físic i astrònom italià.
És admirable el gran sentit de l’observació que tenia. Un dia es va fixar en un llum que oscil·lava a la Catedral de Pisa i, observant i fent proves pel seu compte, va deduir-ne la llei del pèndol. Això el va estimular a redactar un projecte de com es podrien construir rellotges de pèndol. Poc temps després va inventar la "balança hidrostàtica", per comprovar i aplicar el principi d’Arquímedes.
Gràcies a aquests descobriments va passar de ser alumne a professor a la Universitat de Pisa, on va aplicar un nou mètode d’ensenyament: demostrar els experiments que afirmava.
Va veure’s obligat a negar, comprovant-ho amb l’experiència, altres teories ensenyades per altres professors de la Universitat.
Galilei a desgrat dels seus admiradors es va traslladar a Pàdua aprofitant per ocupar una càtedra vacant de Matemàtiques.
Aquí va elaborar una gran quantitat de descobriments, entre ells la invenció del telescopi.
Galileu Galilei va ser un catòlic creient durant tota la seva vida. Creia que era totalment compatible la teoria copernicana amb la fe. Però a l’església no tothom opinava de la mateixa manera, o sigui que a l’any 1615 va ser denunciat a la Inquisició Romana com a heretge per afirmar que la Terra es movia al voltant del Sol. Al febrer de 1616 sortia un decret que declarava "nècia i absurda des del punt de vista filosòfic, i en part, formalment herètica" la doctrina del moviment de la Terra, i el 5 de març del mateix any era condemnat i posat a l’índex el llibre de Copèrnic.
Però aquí no va acabar tot, l’any 1632 va ser cridat altre cop a Roma amb motiu del seu llibre publicat al 1630, Diàleg referent als dos principals sistemes del món: Ptolomeic i Copernicà.
I d’acord a la sentència publicada el juny de 1633 obligava a Galileu Galilei a abjurar de la teoria copernicana. Galilei ho va fer per obediència a les autoritats eclesiàstiques. Malgrat tot conten que després de l’adjuració va picar amb el peu a terra i va dir:"Eppur si muove"(Això no obstant, es mou) referint-se a la Terra.
Va acabar retirat a una finca a Arcetri (Florència) i deu mesos abans de morir va dir: "Cal trobar un sistema de món on Ciència i Teologia puguin aprovar simultàniament." Al 1835 el papa Gregori XVI va anular la sentència contra les obres de Galilei, i el papa Pau VI va manar de restablir tot l’honor a la memòria del gran savi i gran catòlic Galileu Galilei.
La llei del pèndol
La llei del pèndol diu que: El temps que triga per cada oscil·lació és sempre el mateix, encara que l’amplitud sigui diferent, en canvi, sí que depèn de la longitud del pèndol.
La invenció del telescopi (1609)
Galileu Galilei va assabentar-se que un holandès, Lippershey, havia trobat la manera de veure els objectes més grossos amb un joc de dues lents. Així que se’n va construir un per mirar al cel. Va ser el primer telescopi!!
Encara que només donava uns 30 augments quan Galilei va observar el cel a través del telescopi va descobrir sorprenentment un munt de coses de moltíssima importància:
1.Els cràters de la Lluna, les seves muntanyes i valls i els seus "mars" (que ja va intuir que no eren pas d’aigua) i va dibuixar-ne el primer mapa.
2. Les taques solars, i que el Sol gira sobre si mateix, fent una volta cada 25 dies aproximadament. Va comprovar que la Via Làctia no era un núvol brillant, sinó una gran concentració d’estrelles llunyanes.
3. Va descobrir també quatre satèl·lits o "llunes" de Júpiter: Ió, Gamímedes, Cal·lixte i Europa.
4. Les fases del planeta Venus, semblants a les de la Lluna, i després també les dels altres planetes. Això demostrava que no tenen llum pròpia, sinó que la reben del Sol.
5.Va contemplar per primera vegada els anells de Saturn.
6. Va observar que les Plèiades, que a simple vista són un grup de 6 estrelles, en realitat forment un conjunt de més de 40. (Avui se sap que en són centenars.)
Isaac Newton (1642-1727)
Isaac Newton era anglès i va néixer en una família humil. La seva mare, vídua, només va poder portar-lo a l’escola durant 2 anys. Però un dia el seu tiet el va trobar resolent problemes de matemàtiques assegut en un marge i, impressionat, va convèncer a la mare d’Isaac de tornar-lo a enviar a l’escola.
Així que als 19 anys va ingressar a la Universitat de Cambridge. Allà va trobar a un gran professor de matemàtiques, Isaac Barrow. Aquest en veure les extraordinàries qualitats de Newton va fer-li de professor particular fent grans i ràpids progressos. A l’estiu de 1665, any en què es va graduar, va esclatar la pesta i van enviar a tots els alumnes de la Universitat a les seves llars.
El jove Newton va aprofitar aquest temps per aprofundir en les seves investigacions sobre les lleis de la naturalesa. Conten que tot passejant pel camp Isaac va veure caure una poma d’un arbre i va començar a rumiar per què els cossos cauen i si podia ser la mateixa força que manté els planetes al voltant del Sol.
Un cop passada l’epidèmia va tornar a Cambridge, on, tres anys més tard (1669), Barrow presentava la seva dimissió de professor de matemàtiques designant com al seu successor el jove Isaac Newton.
L’obra de Newton:
Newton va fer moltíssims descobriments: va inventar el telescopi "reflector"; va estudiar la naturalesa de la llum; en matemàtiques, va inventar el càlcul de fluxions (derivades i integrals); ... L’any 1687, va publicar el llibre de 3 volums "Philosophiae Naturalis Principia Mathematica"(Principis matemàtics de la Filosofia de la Naturalesa).
La llei de la gravitació universal:
En aquesta obra demostra que és la força que fa caure els cossos la mateixa que manté els planetes en òrbites el·líptiques al voltant del Sol, i la Lluna al voltant de la Terra. Per això, s’han de complir les tres lleis de Kepler, ja que són conseqüència d’aquesta força. La llei de Newton anuncia:
• " Dos cossos qualssevol produeixen entre ells una força d’atracció proporcional a les seves masses, i inversament proporcional al quadrat de la distància que els separa".
El pes d’un cos depèn de la seva massa i de la força d’atracció de la Terra sobre ell mateix. Quan un planeta s’allunya del Sol, es desplaça més a poc a poc perquè la força d’atracció del Sol és menor. Els planetes no són succionant pel Sol perquè el resultat de la direcció rectilínia de la velocitat del planeta i la direcció de la força d’atracció que el sol efectua fa descriure’ls una el·lipse.
William Herschel (1738-1822)
William Herschel és considerat el pare de l’astronomia estel·lar. Va néixer a Hannover (Alemanya).
Per influències familiars va dedicar-se molt temps a la música tot i que no li convencia.
Es va traslladar a Anglaterra on va descobrir la seva autèntica vocació: l’astronomia. Va adquirir un petit telescopi reflector per mirar el cel, però, ben aviat va voler-ne un de més potent. Degut a d’elevat preu d’aquests aparells, va decidir fabricar-se’n un ell mateix.
El telescopi que va aconseguir va ser més perfecte que tots els que existien al mercat. Això va fer que per fi deixés la música i es dediqués a fabricar i vendre telescopis, aprofitant les nits per observar el cel. Volia veure la manera que estaven distribuïdes les estrelles, per investigar la forma de l'Univers.
El planeta Urà
El març de 1781, quan Herschel feia el recompte dels estels a la constel·lació de Gèminis, es va adonar d’un punt lluminós molt diferent. Era un disc destacat, de color verdós. Després de calcular-ne l’òrbita es va adonar que era un planeta més llunyà que Saturn. Seguidament, i després d’haver-ho anunciat, el rei Jordi III d’Anglaterra el va nomenar astrònom reial. Al nou planeta el van anomenar: Urà.
La investigació de les estrelles:
1. Va descobrir que el conjunt d’estrelles que veiem a ull nuu, i la mateixa Via Làctia formen part d’un conjunt de milions d’estrelles que té la forma de llentia. Avui l’anomenem: la "nostra" galàxia.
2. Va veure que les estrelles es mouen i que el Sol i tot el seu seguici de planetes també.
3. Va trobar que el Sol va en direcció a un punt que anomenem "àpex solar", situat a prop de l’estrella Vega de la Constel·lació de la Lira.
4. Les estrelles binàries. Examinant-les va veure que una donava la volta a l’altra fent una el·lipse segons la llei de Newton de la gravitació universal!
5. Herschel va arribar a catalogar més de 1500 "nebuloses", que són com uns núvols lluminosos que es poden veure entremig de les estrelles. Es va fixar, també, que n’hi ha de dues classes:
• De gas incandescent.
• Aglomeracions d’estrelles.
Herschel creia que aquestes últimes es trobaven fora de la nostra galàxia. Avui dia sabem que aquestes segones són "galàxies" semblants a la nostra i que es troben a enormes distàncies de la nostra.
Constitueix el moment que del "no res" emergeix tota la matèria de l'Univers. La matèria, fins aquest moment és un punt de densitat infinita, que en un moment donat "explota" generant l’expansió de la matèria en totes les direccions i crea el que coneixem com el nostre Univers. Fa uns 15 mil milions d’anys va aparèixer el temps i l’espai que ara podem mesurar amb el que ara anomenem com energia i matèria de l’Univers.
S’ha observat que les galàxies s’estan allunyant mútuament a velocitats enormes, cosa que indica que l’Univers s’està expandint. S’ha deduït que aquestes algun dia van estar juntes i que en aquest lloc és on es va produir el Big-bang. No obstant, el que alguna vegada vaser un punt ara és la immensa esfera que ens envolta.
El físic Albert Einstein va demostrar en la seva Teoria de la Relativitat que el temps es forma a causa de la gravetat. Així doncs, segons aquesta, quan tota la matèria estava absolutament concentrada, la gravetat era d’una magnitud inimaginable i el temps es va haver de frenar gairebé a zero. Per tant, només podem començar a entendre el que va succeir una mica després del Big Bang.
1. 100.000 octomillonèsimes de segon (10 - 43 s) desprès del Big-bang, tota la
matèria i l’espai, absolutament tot, estava comprimit en un espai inferior al del nucli d’hidrogen (diàmetre: trilionèsima de cm) i la temperatura era de bilions de graus centígrads.
2. 10 - 39 segons després de l’explosió es va inflar de sobte fins a arribar a un diàmetre de 10 cm. En aquest moment hi va haver una allau de partícules que,
Introducció a l’astronomia
finalment, acabaria formant els àtoms, neutrins (partícules fantasma que poden passar a través de la terra com si no existís)...
3. 1 segon després del Big-bang, quan l'Univers s’havia refredat fins a 10 mil milions de graus centígrads, es varen formar els àtoms.
4. Els 3 següents minuts es van anar formant els nuclis dels elements més lleugers: Hidrogen, Heli i Liti.
5. Cinc centenars de milers d’anys, mentre l'Univers continuava expandint-se, la llum i els altres tipus de radiació electromagnètica eren el factor dominant. Quan la temperatura va baixar fins uns 10 mil graus i la matèria es va fer menys densa, els electrons es van incorporar a les seves òrbites al voltant dels nuclis formant els àtoms. Com que els electrons ja no estaven solts, de manera que poguessin continuar mantenint la radiació, l'Univers es va fer de cop i volta transparent (però com era un núvol immens de gas calent en una expansió tampoc hi havia res a veure).
6. A mesura que l'Univers continuava expandint-se es va refredar i es va fer fosc. El gran núvol va començar a disgregar-se. Alguns núvols es van començar a contraure per efecte de la seva pròpia gravetat.
7. Petits núvols van començar a condensar-se formant els estels i les galàxies.
8. Com que aquesta condensació va continuar, la gran pressió acumulada als seus centres de gravetat va produir reaccions nuclears. Gràcies a l’energia d’aquesta reacció va aparèixer la llum i els primers estels van començar a il·luminar els cels.
Una galàxia és un conjunt gegant de milions o bilions d’estels, gas i pols que es mantenen unides gràcies a la gravetat. Les galàxies són els objectes celestes més grans. És una illa de matèria a l’espai.
Les estrelles del disc descriuen òrbites al voltant del centre de la galàxia. La velocitat de cada estrella a la seva òrbita al voltant del centre depèn de la seva distància al centre galàctic: les estrelles més allunyades del centre es mouen més lentament que les estrelles més pròximes. El Sol es mou en la seva òrbita a un 250 km/s, i necessita uns 225 milions d’anys per descriure una òrbita completa al voltant de la Galàxia.
Les galàxies presenten una gran varietat de formes:
• Espiral: Les galàxies espirals són discs cocs que contenen no només algunes
estrelles velles sinó que també contenen una gran població d’estrelles joves, força gas i pols, i núvols d’hidrogen que són el lloc de naixement de les estrelles. Generalment, un halo d’estrelles velles envolta el disc, i normalment hi ha una protuberància nuclear més petita que emet dos rajos d’energia en direccions oposades. Com per exemple serien: M 81; M104, més coneguda amb el nom Galàxia del barret.
Introducció a l’astronomia
• El·líptiques: Són un tipus de galàxies espirals. Aquestes galàxies tenen un perfil
globular complet amb un nucli brillant. Contenen un gran població d’estels vells, normalment poc gas i pols, i algunes estrelles de formació nova. Les galàxies el·líptiques tenen una gran varietat de mides, des de gegants a nanes. A les galàxies el·líptiques la concentració d’estrelles va disminuint des del nucli, que és petit i molt brillant, fins els seus límits. En serien exemples: NGC 205 (M110), M85.
• Irregulars: Aquestes solen ser nanes o poc comunes. S’engloben a aquest grup
aquelles galàxies que no tenen estructura i simetria ben definides. Es classifiquen en irregulars de tipus 1 o magallánico, que contenen grans quantitats d’estels joves i matèria interestel·lar, i galàxies irregulars de tipus 2, menys freqüents i el
Galàxia d’Andromeda (M31)
contingut del qual és difícil d’identificar. Les galàxies irregulars es troben generalment pròximes a galàxies més grans, i solen contenir grans quantitats d’estrelles joves, gas i pols còsmic. D’aquest tipus podem trobar: M82, P.N. Magallanes, G.N de Magallanes.
La Via Làctia
Fins ben entrat el s. XX els astrònoms creien que la Via Làctia, la nostra galàxia, era la única, tot i que al s. XVIII tant Thomas Wright com Immanuel Kant, ja havien tingut la intuïció que les lluminoses nebuloses espirals en realitat eren altres galàxies.
La Via Làctia també es coneix amb el nom de Camí de Santiago. És visible al cel nocturn, en temps clar i circumstàncies favorables, com quan hi ha Lluna Nova i quan ens trobem lluny de les llums d’una gran ciutat. Aquesta galàxia és una gran estructura espiral de més de 100000 milions d’estels i prop de 100000 anys llum de diàmetre. Consta d’un nucli concentrat d’estrelles molt velles i de 3 braços diferents col·locats en espiral, connectats amb el nucli, que contenen els estels més joves.
A diferència dels braços espirals, el nucli conté una població d’estels molt densa. Si el Sistema Solar es trobés al centre de la galàxia, no hi hauria mai nit a causa de la gran quantitat de llum que ens arribaria dels nombrosos estels brillants, a causa de la seva proximitat. Els estels del sistema galàctic graviten al voltant del centre, de la mateixa forma
que els planetes giren al voltant del Sol. El Sistema Solar es troba situat al braç espiral central, anomenat braç d’Orió, a uns 30000 anys llum del centre de la galàxia.
Què és una estrella?
La diferencia bàsica entre una estrella i un planeta, és que una estrella emet llum produïda al seu interior per la "combustió"nuclear, en canvi, un planeta només brilla gràcies a la llum que reflexa.
Són una gran bola de gasos compactada per la seva pròpia gravetat. La força de la gravetat està contínuament intentant de compactar l’estrella cap al seu centre, i si no hi hagués una altre força contrarestant-la es col·lapsaria.
Com s’originen les estrelles?
Les estrelles es formen a partir de concentracions en immensos núvols de gas. Aquests es contrauen degut a la seva pròpia atracció gravitatòria. A mesura que el núvol s’encongeix, perd part de la seva energia emmagatzemada com a energia potencial gravitatòria. Aquesta és convertida en calor, que en els primers moments de l’estrella pot escapar fàcilment, i així el núvol de gas continua freda. Quan augmentar la densitat del núvol, es fa més difícil la sortida de la calor, i així el centre s’esclafa. Si el núvol és suficientment gran, l’augment de la temperatura és suficient per poder realitzar reaccions nuclears. Això genera més calor, i s’inicia la "combustió d’'hidrogen amb l’heli, com en el Sol. Des d’aquest instant l’objecte és una estrella.
Introducció a l’astronomia
La lluminositat dels estels:
Exceptuant el Sol, veiem tots els estels de la mateixa mida, però amb diferent brillantor: És el que anomenem magnitud aparent . Aquesta brillantor aparent depèn de la mida de l’estel, la seva temperatura superficial i de la distància a la qual es troba. Ara bé, si tots els estels estiguessin a la mateixa distància veuríem la seva brillantor real, magnitud absoluta.
El sol no es un dels estels més grans. Així Aldebaran, de la constel·lació del toro és 45 cops més gran, lògicament perquè la magnitud absoluta no és de les mes destacables, i Antares de l’Escorpí, 900 cops més gran.
La magnitud aparent del Sol és la més gran, lògicament, perquè la magnitud absoluta no és de les més destacables. Sírius brilla com 26 sols, Vega com 50 sols i Canop com 80000 sols.
La llum que ens arriba dels estels ens sembla igual, però si l’analitzem la radiació veiem que no són del mateix color, aquest fet depèn de la temperatura superficial de l’estel. Aquí tenim un quadre on es relaciona el color amb la temperatura (K):
COLOR TIPUS ESTEL·LAR T SUPERFICIAL (K) EX
Estels blau –blanc O + 30 000 Rígil (Orió)
Estels blau-blanc B 30 000- 11 000 Spica (Verge)
Blanc A 11000-7500 Sírius (Ca major)
Groc clar F 7500 6000 Proció (Ca menor)
grocs g 6000 4800 Capel·la (Cotxer)
Taronges k 4800 3000 Aldebaran(Toro)
vermells M - 3000 Antares (Escorpí)
ESTRELLES BINÀRIES
Una estrella doble; un sistema que conté dos o més estrelles. Periòdicament una estrella es situa darrera de l’altra, provocant que aquesta quedi eclipsada i que canviï la quantitat de llum que veiem.
ESTRELLES DOBLES O MÚLTIPLES
Moltes estrelles com Aldebaràn, Rigel, Albireo,... que a simple vista semblen només un punt, observades amb telescopi es pot veure que estan formades per dos o més astres pròxims. Aquestes estrelles s’anomenen dobles si està formada per dos estrelles, triples si en són tres i si en són més d’una reben el nom de múltiples.
Albireo
Les estrelles dobles es divideixen en:
• Dobles òptiques: quan estan formades per dos estrelles independentment situades a gran distancia una de l’altre i que es veuen juntes projectades a l’esfera celeste per l’efecte de la perspectiva.
• Dobles físiques o binaries: quan entre els dos astres hi ha una connexió física, és a dir, quan giren un al voltant de l’altre seguint les lleis de Kepler i Newton, formant un sistema binari.
ESTRELLES VARIABLES
Moltes estrelles no tenen una lluminositat constant, sinó que varien periòdicament. En seria un exemple l’estrella Mira Ceti (constel·lació de la Balena) que va ser la primera estrella variable coneguda.
Les estrelles variables es classifiquen en:
• Periòdiques o regulars: la curvatura de llum és periòdica, és a dir, després d’un cert temps, període, es repeteix inalterablement.
• Semiregulars: el període és lleugerament variable i la curvatura es repeteix amb poca precisió a cada període.
SEQÜÈNCIA PRINCIPAL
És la fase que l’estrella crema l’hidrogen, mitjançant, fonamentalment, la fusió nuclear. Quan s’estabilitza a la seqüència principal, es compon d’un nucli on té lloc la fusió de l’hidrogen i un mantell que transmet l’energia generada cap a la superfície.
La majoria de les estrelles passen un 90% de la seva vida a la seqüència principal del diagrama de Hertzsprung-Russell (aquest relaciona la classificació espectral amb la magnitud absoluta). En aquesta fase les estrelles consumeixen el seu combustible nuclear de manera gradual permetent-les ser estables durant períodes d’uns milions d’anys, en el cas de les estrelles més grans i calentes, a milers de milions d’anys si es tracta d’estrelles de la mida del Sol, o fins i tot dotzenes o inclús centenars de milers de milions d’anys en el cas d’estrelles de poca massa com les nanes vermelles. Lentament, la quantitat d’hidrogen disponible al nucli disminueix, cosa que obliga a l’estel a contraure’s per augmentar la seva temperatura i poder aturar el col·lapse gravitacional. Les temperatures del nucli estel·lar més elevades permeten fusionar, progressivament, quantitats més grans d’heli. Per aquest motiu les estrelles augmenten la seva lluminositat al llarg de la seqüència principal de mica en mica i regularment. Quan l’hidrogen del nucli finalment s’esgota l’estrella pateix unes relativament ràpides transformacions que la converteixen en gegant vermella.
ESTRELLES GEGANTS
Una estrella més brillant i d’una mida superior a la majoria de les estrelles del seu color i temperatura. Les estrelles es converteixen en gegants quan esgoten tot l’hidrogen que conté el seu nucli i deixen enrere la part de la "seqüència principal" del seu cicle de vida.
Gegants vermelles:
Aquests són estels inflats que estan el final de la seva vida. Han acabat el seu combustible d’hidrogen i cremen heli i altres elements més pesants. En serien exemples: Aldebaran i Canopus.
Supergegant:
Estrella més brillant i d’una mida superior que les gegants del mateix color i de la mateixa temperatura. Només les estrelles més massisses es converteixen en supergegants, després de passar l’etapa de gegants. Betelgeuse, Rigel i Antares serien supergegants.
Nana blanca:
Les nanes blanques són el primer dels estats degenenerats de la matèria, juntament amb les estrelles de neutrons i els forats negres, que es produeixen per la mort de les estrelles al final del seu cicle vital, és a dir, quant han consumit la totalitat del seu combustible nuclear (principalment hidrogen i heli). Les nanes blanques són el resultat del col·lapse gravitatori de les estrelles de massa mitjana, com el Sol, i encara que les seves dimensions no són gaire més grans que les de la Terra, la seva massa és similar a la del Sol, amb la qual cosa la seva densitat mitjana és molt superior a la de la matèria normal. Això és degut a que a les nanes blanques els àtoms es troben comprimits en relació amb el seu estat normal, amb els electrons molt més pròxims al nucli, no obstant continuen existint com a tals a diferència del que passa a les estrelles de neutrons i als forats negres, on els àtoms han desaparegut substituïts per altres estats de la matèria encara més condensats que en les nanes blanques.
Les nanes blanques són, juntament amb les nanes vermelles, les estrelles més abundants de l'Univers, sent la més coneguda (i també la primera de la seva classe a ser descoberta) Sirio B, és a dir, la companya de l’estrella Sirio.
Es creu que les nanes blanques acaben apagant-se de mica en mica, deixant com a residu final: estrelles de neutrons o forats negres.
Nana negra:
Astre resultant de les nanes blanques una vegada aquestes s’han apagat totalment.
Nana vermella:
Les nanes vermelles són unes estrelles molt abundants a l'Univers, caracteritzades per les seves diminutes dimensions, cosa que fa que els processos nuclears que tenen lloc al seu interior siguin de poca intensitat. Conseqüentment, la seva temperatura superficial és baixa
(pertanyen a la classe espectral M, la més freda de totes) i els seu període de vida extraordinàriament llarg, el que permet portar una vida tranquil·la i somorta.
ESTRELLES NOVA
Estels variables de massa elevada, que en assolir un estadi avançat de la seva evolució exploten i augmenten la seva lluminositat de manera brusca, la qual disminueix posteriorment de forma més o menys ràpida.
SUPERNOVA
Les supernoves són noves amb una lluminositat superior a aquestes. Entre les supernoves es distingeixen dos tipus principals:
• Tipus I: són les que corresponen a l’explosió d’un nan blanc que forma part d'un sistema binari i que incrementa la seva massa amb la de la seva companya fins a arribar al límit de Chandrasekhar.
• Tipus II: estan associades generalment a les fases finals de la vida dels estels supermassius. Es caracteritzen perquè la desintegració del seu nucli de ferro provoca la ruptura del equilibri que garanteix la seva estabilitat i la consegüent explosió, amb la projecció a l’espai de les seves regions externes.
ESTRELLA DE NEUTRONS
Una estrella de neutrons és un tipus d’estrella degenerada composta bàsicament per neutrons a densitats altíssimes: acostumen a tenir uns 20-30 km de diàmetre i una massa igual a la d’una estrella mitjana. Les estrelles de neutrons representen l’etapa final de la vida de certes estrelles: perquè una estrella es pugui convertir en estrella de neutrons cal que tingui una massa igual o superior a unes 8 masses solars i passar per una fase de supernova (en aquest sentit estan a mig camí entre les nanes blanques i els forats negres).
El Sol ha estat un dels centres d’atenció principal de l’home des dels principis de la història de la humanitat.
Encara que hem inventat petits sols artificials per il·luminar-nos (bombetes) i estufes per escalfar els hiverns, la nostre vida depèn del Sol. El Sol produeix i irradia grans quantitats de llum i calor: només una petita part d’aquesta energia arriba a la Terra, tot i així, segueix sent una gran quantitat d’energia. L’estrella més propera, després del Sol, es troba a 300000 vegades més lluny de la Terra que el nostre astre.
El Sol és apropiat per comprovar la validesa o no, de les teories sobre l’estructura i la evolució de les estrelles, ja que, aquestes només es veuen com a simples punts lluminosos.
La Terra està immersa a la regió més tènue de la seva atmosfera, que constantment flueix cap a l’espai interplanetari, constituït per l’anomenat “vent solar”, que posteriorment es perd per l’ampli espai interestel·lar.
La vida del Sol
El Sol com tots els estels es va formar ara fa aproximadament 4500 milions d’anys a partir de la condensació de grans masses de pols i de gas.
Un cop format, es produeixen en el seu interior moltíssimes reaccions termonuclears de fusió de l’hidrogen en àtoms d’heli sense parar. (ara es troba en aquesta fase).
Un dia el Sol deixarà de brillar, igual que les altres estrelles. Les estrelles irradien energia gràcies a la seva massa; com que no hi ha res que faci augmentar-les, les seves masses es consumeixen i, per tant, els astres no poden irradiar energia indefinidament.
El Sol fa 4500 milions d’anys que produeix a la zona central la fusió de l’hidrogen en heli. Això seguirà així durant uns 5000 milions d’anys més.
Introducció a l’astronomia
Quan s’esgoti l’hidrogen al nucli, com que haurà estat transformat en heli, la pressió serà incapaç de mantenir les capes superiors i el nucli tendirà a contraure’s gravitacionalment, escalfant-se cada vegada més les capes del voltant del nucli, les quals s’intensificarà el procés de fusió de l’hidrogen en heli.
L’excés d’energia produïda donarà pas que les capes exteriors del Sol s’expandeixin i es refredin. L’astre evolucionarà, per tant, cap al tipus d’estrella anomenat GEGANT ROIG. El diàmetre del Sol podria arribar a superar el diàmetre de la nostre òrbita (planeta). S’extingiria qualsevol tipus de vida!! Quan la temperatura de la zona central fos d’uns 100 milions de graus centígrads començaria la reacció de fusió d’heli en carboni.
Quan l’heli s’esgotés, la zona central del Sol es condensaria fins a convertir-se en una NANA BLANCA. El Sol deixaria de fer llum, es refredaria i es faria més i més petit. La seva brillantor disminuiria fins a convertir-se en una NANA NEGRE (no es veuria).
Es creu que potser en aquesta fase sigui precedida per una breu fase, que l’estrella passaria a ser una nebulosa planetària.
Mètodes d’observació del sol
1r Mètode de projeccióConsisteix a projectar la imatges del sol sobre un paper blanc (si es possible que sigui setinat) situat a una certa distància darrere l’ocular, segons la grandària i la definició que desitgem obtenir.
És el mètode més senzill i barat.
No representa cap perill per a l’observador.
No permet apreciar detalladament la fotosfera com petits detalls a l’interior de les taques o els grànuls fotosfèrics.
2n Cambra obscura
Aquest mètode consisteix a agafar una caixa de cartró de 50 cm com a mínim (com més llarga millor). Una cartolina blanca, una agulla de cap o de cosir, tisores i cola o cinta adhesiva. Un cop tinguem tot el material ens hem d’assegurar que no hi ha cap forat ni esquerda per on pugui passar la llum a la caixa. Si fos així, ho taparíem amb un tros de paper o cartolina qualsevol.
Retallem un tros de caixa com indica el dibuix. A continuació, enganxem un tros de cartolina blanca a l’interior d’una de les dues cares petites de la caixa. I amb una agulla, fem un forat aproximadament al mig de la cara oposada.
Un cop fet el muntatge, orientem adequadament la caixa, aconseguint que els raigs del Sol entrin pel forat de l’agulla i vagin a parar a la cartolina blanca de l’altre extrem de la caixa. Sobre aquesta pantalla blanca es pot veure una petita imatge del Sol que ens permetria
poder seguir l’eclipsi del proper dilluns 3 d’octubre. Com més llarga sigui la caixa, més gran serà aquesta imatge.
3r Filtre d’obertura total
És el mitjà més modern,molt eficaç i segur.
Es tracta d’una làmina de plàstic metal·litzat que es posa sense tibantor a l’obertura del telescopi (davant l’objectiu o davant l’obertura del tub) mitjançant un suport anul·lar que pot ser construït per qualsevol persona com un senzill bricolatge (per exemple, fent un cilindre de cartolina).
La làmina deixa passar a l’interior del telescopi un petit percentatge de la llum solar que no representa cap risc ni per el telescopi ni per l’observador mateix. La làmina pot adquirir-se a comerços especialitzats en instrumental astronòmic.
Taca solar
Una taca solar és una regió del Sol amb una temperatura més baixa que la del seu contorn, i amb una intensa activitat magnètica.
Galileu Galilei (1564-1642) amb el seu telescopi rudimentari, va ser el primer a observar-les. Una taca solar típica consisteix en una regió central fosca, anomenada “umbra”, rodejada per una “penombra” més clara. Una sola taca pot arribar a mesurar fins a 12000 quilòmetres (quasi tan gran com el diàmetre de la Terra), però un grup de taques pot aconseguir 1’2·104 km d’extensió i inclús algunes vegades més.
La penombra està constituïda per una estructura de filaments clars i foscos que s’estenen més o menys radialment des de la umbra. Ambdós (umbra i penombra) apareixen fosques per contrast amb la fotosfera, simplement perquè estan més fredes que la temperatura mitjana de la fotosfera; així la umbra té una temperatura de 4000 K, mentre que la penombra aconsegueix els 5600 K, evidentment inferiors als aproximats 6000 K que tenen els grànuls de la fotosfera.
La foscor d’una taca solar és només un efecte de contrast; si poguéssim veure una taca tipus, amb una umbra de la grandària de la Terra, aïllada i a la mateixa distància que el Sol, brillaria unes 50 vegades més que la Lluna plena.
Les taques estan relativament immòbils respecte a la fotosfera i participen de la rotació solar.
Regió Activa 9393 vista per l’instrument MDI del SOHO. És el grup de taques solars més gran observat fins ara durant el cicle solar actual. El 30 de març del 2001, l’àrea de la taca solar va ocupar una àrea de més de 13 vegades la superfície de la Terra. Era la font de nombrosos senyals lluminosos i coronals.
Eclipsi de Sol
Un eclipsi de Sol es produeix quan en un mateix pla (eclíptica) s’alineen el Sol, La Lluna i la Terra. Llavors la Lluna fa ombra a una part de la Terra. Normalment, des que comença un eclipsi fins que acaba poden passar unes tres hores. Hi ha tres tipus d’eclipsis:
TOTAL Quan la Lluna projecta una ombra a la Terra. El moment de la totalitat dura minuts. En la totalitat des de la Terra veiem que la Lluna arriba a tapar tot el cercle del Sol. El cel queda fosc i es poden veure estrelles i planetes.
*L’últim a Espanya va ser a l’illa de La Palma al 26-febrer-1998.
ANULAR Aquest s’assembla a un eclipsi total però hi ha una petita diferència. Mentre que en un eclipsi total el cercle de la Lluna és igual o més gran que el cercle del Sol, en un eclipsi anular el cercle de la Lluna és més petit que el cercle del Sol. Quan es produeixen aquests tipus d’eclipsis normalment la Lluna està en la seva mínima distància de la Terra i la Terra en la seva màxima distància del Sol. El moment d’anulitat dura minuts. En l’anulitat des de la Terra veiem la Lluna que es posa davant del Sol i deixa passar només una anella de Sol pel seu voltant. El cel no queda del tot fosc però possiblement es poden veure planetes molt brillants.
*L’últim a la Península Ibèrica va ser a Galícia al 9-gener-1777.
PARCIAL Tots els eclipsis comencen i acaben sent parcials, encara que alguns d’ells només són parcials. Diem que en un lloc de la Terra s’ha produït un eclipsi parcial quan la Lluna projecte una penombra al damunt de la Terra. La parcialitat pot durar dues o tres hores. En la parcialitat des de la Terra veiem que la Lluna tapa un tros de Sol. El cel no queda fosc però baixa la lluminositat de l’ambient.
Què podem fer quan hi ha un eclipsi?
a) Observa el Sol projectat damunt d’una superfície blanca després de passar la llum del Sol per un telescopi.
b) Fer fotografies d’un paisatge per observar la lluminositat de l’ambient.
c) Controlar canvis atmosfèrica: temperatura (termòmetre), vent (anemòmetre), claror (fotòmetre),... d) Durant el màxim intentar observar en el cel els planetes Júpiter i Mercuri.
e) Intentar, també, observar canvis en el comportament dels animals o plantes: cant i crits dels ocells, flors que s’obren o tanquen amb la claror...
Al voltant del sol. Això es exactament el mateix que dir el sistema solar, dins de la Via Làctea.
Un cop definit i estudiat el sol, em disposo a classificar i definir els nou planetes que l’envolten.
A la pàgina web, aquesta part del treball és una plana interactiva, un muntatge del sistema solar, amb vincles de direcció a cada planeta i al sol.
Introducció a l’astronomia
PLANETES:
TEL·LÚRICS (o interiors):
Petits
Situats prop del Sol Rocallosos
Elevada densitat
No tenen satèl·lits o en tenen molt pocs (1 ó 2).
No tenen anells
Rotació lenta (dies).
Translació ràpida (dies o 1 ó 2 anys).
JOVIANS (o exteriors):
Grans
A molta distancia del Sol. Són essencialment gasosos ( H,
He).
Baixa densitat
Tenen molts satèl·lits (més de 10).
Tenen anells (1 (Júpiter), o molts (Saturn)).
Rotació ràpida ( hores). Translació lenta (anys).
DIFERÈNCIES ENTRE ESTELS I PLANETES:
L’estel té llum pròpia. El planeta només reflectís la que rep de l’estel. El planeta és un astre que gira al voltant d’un estel. Però mirant el cel
podem trobar dues característiques més que ens permetran reconèixer un planeta davant d’un estel:
1. Nit rere nit els planetes canvien lleugerament la seva posició respecte de les constel·lacions de fons, mentre que els estels no. *(Que se’ls anomeni planetes no és pas en va, planeta ve del grec planetari = “errant”).
Un estel titil·la, un planeta no.
La llum que rebem reflectida per un planeta del Sistema Solar és força intensa si la comparem amb la dels estels.
MERCURI:
És el primer planeta del Sistema Solar i el més proper al Sol; deu el seu nom al missatger del Déus romans. Exceptuant Plutó, Mercuri és, de tots els planetes, el que té l’òrbita més el·líptica. Un altre únic aspecte de Mercuri és el seu període rotacional i orbital.
Mercuri rota, exactament, tres vegades sobre el seu eix cada dues voltes completes al Sol.Com que é el planeta més proper al Sol, la temperatura durant el dia pot arribar a ser d’uns 427º C, i durant la nit pot baixar fins a -183º C.
És el planeta més petit del sistema solar tret de Plutó (3a part de la Terra). El Sol va fondre la meitat de les substàncies originals de Mercuri deixant un planeta de roca i metall. És un planeta desolat, rugós i ple de cràters, semblant a la Lluna. Té la superfície coberta de cràters degut a d’intens bombardeig que va patir fa aproximadament 4 bilions d’anys.
COMPOSICIÓ:
Mercuri està format per una escorça molt prima i per un mantell molt rocós, els quals cobreixen un nucli de ferro i níquel. Per sobre s’estén una atmosfera molt tènue composta bàsicament de sodi i heli, encara que també conté una petita part d’oxigen.
VENUS:
És el segon planeta del Sistema Solar; deu el seu nom a la deessa romana de l’amor i la bellesa.
La Terra i Venus són semblants en mesura, en massa, en composició i en distància respecte al Sol. Però Venus no té oceans.
La seva ardent superfície ronda als 484º C.
Ocasionalment, Venus gira en sentit oposat al de la Terra, la qual cosa vol dir que si tu estiguessis situat a Venus veuries el Sol sortint per l’oest i posant-se per l’est.
La lenta rotació de Venus fa que un dia sigui igual que 243 dies terrestres.
La superfície de Venus ha estat modificada per una història plena de violència geològica, deformacions tectòniques, cràter d’impacte i vulcanisme.
COMPOSICIÓ:
Venus és compost per un mantell i una escorça molt rocosos que envolten un nucli de ferro.
Venus amaga núvols darrera d’un persistent embolcall d’àcid sulfúric, en una atmosfera composta bàsicament de diòxid de carboni amb petites quantitats de nitrogen.
L’atmosfera és tan densa que pressiona la superfície del planeta amb una pressió igual a la que es troba a uns 914m de profunditat dels oceans de la Terra.
TERRA:
És el tercer planeta en distancia del Sol i el cinquè més gran del Sistema Solar.
La Terra a diferencia dels altres planetes roman activa. Mitjançant volcans i terratrèmols canvia contínuament la seva superfície.
És la única que posseeix aigua líquida en quantitat suficient (mart és massa fred i Venus és massa calent).
La combinació d’una escorça en canvi permeten, uns oceans i una atmosfera protectora ha permès el desenvolupament d’un fenomen exclusiu del nostre planeta: LA VIDA.
Gran part del relleu terrestre ha estat esculpit pel vent, i sobretot, per l’aigua.
COMPOSICIÓ:
A la Terra es poden distingir unes capes molt diferents: el nucli intern és una esfera sòlida de ferro i níquel que és troba a una temperatura de 4500º C.
Aquest es manté sòlid degut a la pressió de les capes superiors.
El nucli extern, que igual que l’intern es composa de ferro i níquel, però a diferencia d’aquest, es troba en estat líquid.
Al mantell inferior les roques són denses i sòlides. Contràriament, les roques del mantell superior estan parcialment fosses i flueixen amb gran lentitud.
A sobre de tot hi trobem l’atmosfera que es compon de nitrogen (78%), oxigen (21%), diòxid de carboni, vapor d’aigua i petites quantitats d’altres gasos (1%).
L’atmosfera actua com una capa protectora d’algunes de les radiacions més perjudicials del Sol, a més, protegeix la superfície terrestre contra meteorits.
EL SATÈL·LIT DE LA TERRA: LA LLUNA: Mesura una quarta part de la mida de la Terra.
La Lluna és un món mort, estèril i sense aire.
Fa 4.6-3.5 bilions d’anys, milers de meteorits la van bombardejar. La seva superfície està plegada de cràters, pràcticament tots ells intactes. Allà no hi ha atmosfera, volcans o terratrèmols que en puguin canviar l’aspecte. L’escorça lunar es compon d’una roca molt semblant al granit. A sota s’hi troba el mantell, compost d’una roca més fosca.
Es creu que el nucli pot estar constituït de ferro. La Lluna triga a donar una volta sobre el seu eix el mateix temps que a recórrer la seva òrbita al voltant de la Terra. Com a resultat, sempre veiem el mateix hemisferi de la Lluna
MART:
És el quart planeta en distància al Sol; deu el seu nom al déu romà de la guerra.
Mart és el planeta més semblant a la Terra. Té muntanyes, deserts, casquets polars, volcans i barranc. Un dels seus dies dura gairebé com un dels nostres (24.6 hores).
És l’únic planeta que els científics han considerat seriosament com a possible escenari de vida terrestre pel fet que hi han trobat aigua, tot i que, aquesta està congelada.
Tot i així, no hi ha evidència de civilitzacions, i és gairebé impossible de trobar-ne ara, però potser hi ha fòssils de formes de vida d’algun temps quan el clima va ser més calent i hi havia aigua líquida.
Mart passa per 4 estacions, com la Terra, encara que duren el doble.
També compta amb diferents tipus de núvols que poden formar remolins, igual que també s’hi poden formar tempestes de pols.
COMPOSICIÓ:
Mart té un petit nucli de ferro, probablement sòlid. El segueix un mantell rocós i una escorça sòlida.
L’atmosfera és molt prima i està composta principalment de diòxid de carboni, encara que hi ha petites porcions de nitrogen i argó.
SATÈL·LITS DE MART:
Voltant a Mart podem trobar dos satèl·lits amb forma de patata:
1. FOBOS: Mesura 28 km de longitud i triga 7h 40 min a fer una volta al planeta. Té una superfície rocosa plena de cràters.
Es va apropant a Mart, atret per la seva gravetat, i es preveu que topi amb ell d’aquí a uns 50 milions d’anys.
2. DEIMOS: Que només mesura 16 km de longitud i triga unes 30 hores a fer una volta al planeta. Compost de roca extremadament fosca, té menys cràters que Fobos. La seva superfície és, tanmateix, més suau i menys fracturada.
JÚPITER:
És el cinquè planeta en distància al Sol. És el planeta més gran del Sistema Solar que deu el seu nom al rei dels déus romans.
Conté dues terceres parts de la massa total de tots els 9 planetes del Sistema Solar. La pressió al seu interior pot arribar a ser d’uns 100 milions de vegades superior a la de la Terra.
L’activitat elèctrica és tan forta que emet bilions de watts al cap magnètic terrestre cada dia. Té 16 llunes, un sistema d’anells i una immensa i complexa atmosfera.
L’atmosfera llença llamps i remolins amb un sistema gegant de tempestes, incloent la Gran Taca Vermella.
Gira en posició gairebé vertical i més ràpid que cap altre planeta (triga 9h 55min). Això fa que el planeta tingui una forma ovalada.
LA GRAN TACA VERMELLA:
Aquesta és una tempesta gegantina d’uns 40000 km d’ample (3vegades major que tota la Terra).Dins d’aquesta àrea d’alta pressió, els vents pugen en espiral transportant gasos a elevades altituds atmosfèriques on poden reaccionar amb els raigs solars.
El color vermell ve del fòsfor alliberat durant la reacció. Encara que de vegades empal·lideix, aquesta Taca existeix des de fa més de 300 anys.
COMPOSICIÓ:
Bàsicament es compon d’hidrogen líquid i gasos, encara que, té un nucli petit i rocós.
L’atmosfera també es compon principalment d’hidrogen, amb porcions d’heli i petites traces de metà i amoníac.
SATÈL·LITS DE JÚPITER:
Els 16 que es coneixen els podem classificar en 3 grups:
1. Els més pròxims al planeta, però fora de l’anell hi ha: Metis, Adrastesa, Amaltea i Tebas (entre 128000 i 220000 km del centre de Júpiter).
2. Els "satèl·lits galileians" (en honor a l’astrònom italià Galileu Galilei que els va descobrir l’any 1610: Ió, Europa, Ganimades i Calisto (entre 420000 i 1900000 km del centre de Júpiter), els quals són més grans que Plutó.
IÓ: Les seves taques vermelles, ataronjades i grogues provenen dels plomalls llaçats pels volcans a 300 km d’altitud. És un dels dos únics satèl·lits amb volcans actius. Té 3630 km de diàmetre.
EUROPA: Més llis que una bola de billar, el menor dels grans satèl·lits de Júpiter, amb 3140 km de diàmetre, és el menys conegut. Es creu que està envoltat per una profunda capa de gel, sota la qual pot haver-hi un immens oceà.
GANÍMEDES: De 5260 km de diàmetre, és el major satèl·lit del Sistema Solar. La seva escorça gelada és plena de cràters i fractures produïdes per un bombardeig sofert als inicis del sistema.
CALISTO: Intensament foradat per cràters, aquest satèl·lit de 4800 km de diàmetre no té planures. Calisto és molt semblant a la Lluna, però els seus cràters no són rocosos, sinó de gel.
3. Per últim trobem els vuit, que són diminuts: Leda, Himàlia, Lisiteca i Elara (entre 11-12 milions de quilòmetres del centre de Júpiter) i Ananke, Carme, Pasifae i Sinope (entre 21-24 milions de quilòmetres del centre de Júpiter). Aquests últims orbiten en direcció oposada a la resta de satèl·lits.
SATURN:
És el sisè planeta del Sistema Solar en distància al Sol. Conegut com el planeta anellat, deu el seu nom al déu romà del temps.
Saturn és un dels 5 planetes visibles des de la Terra a ull nu.
Amb un dia de 10h 40 min i un període orbital al voltant del Sol ("any") de 29.46 anys terrestres.
Té un camp magnètic 1000 vegades superior que el de la Terra. Saturn té la particularitat de ser el menys dens dels planetes (flotaria en un mar immens). En aquest planeta també podem observar estructures turmentoses similars a la famosa Gran Taca Vermella de Júpiter. En aquest cas és la Taca d’Anne. Saturn és un planeta huracanat i un dels més ventosos amb huracans que arriben als 1800 Km/h a l’equador.
TACA D'ANNE:
Es tracta d’una gran taca oval, similar a la de Júpiter, encara que molt més petita.
COMPOSICIÓ:
Té un nucli rocós, probablement major que el de Júpiter, seguit d’hidrogen metàl·lic i d’hidrogen líquid. Com que conté menys hidrogen metàl·lic que Júpiter, el seu camp també és inferior. L’atmosfera està formada bàsicament d’hidrogen i d’heli, tot i que també compte amb altres components.
SATÈL·LITS DE SATURN:
Saturn posseeix la major família de satèl·lits del Sistema Solar. Se’n coneixen 18. Exceptuant Titan, tots estan compostos de gel. Molts d’ells han sofert intensos bombardejos de meteorits, alguns tan grans que van estar a punt de fraccionar-los. Aquests 18 satèl·lits volten el planeta en grups. Aquests són:
1. Els més interns són: Atlas, Prometeu i Pandora.
2. Després d’aquests trobem: Jano i Epimeteu.
3. Seguidament trobem: Mimas, Encèdal, Tetis, Telest, Calipso, Dione i Helena.
4. Fora ja dels anells trobem 5 satèl·lits més: Rea, Tita, Hiperió, Jepet i, el més extern, Febe, el qual òrbita Saturn en sentit oposat a la resta.
Dels quals els més importants són:
TITÀ: És el segon satèl·lit més gran del Sistema Solar (5150 Km de diàmetre), i l’únic conegut amb una atmosfera densa. Aquesta és ataronjada, i es compon principalment de nitrogen, la qual cosa suggereix que Tità podia ser "una Terra ultracongelada". Potser que hi hagi, sota els núvols, oceans de "gas natural" líquid.
MIMAS: El diminut Mimas dominat pel cràter Herschel, que mesura 135 Km de diàmetre (el satèl·lit només mesura 390 Km de diàmetre). És difícil comprendre com Mimas va poder resistir una col·lisió tan forta.
TETIS: El gelat Tetis sembla una versió de Mimas, i també està dominat per un cràter d’impacte, Odysseus. El diàmetre d’aquest mesura 400 Km de diàmetre i el del satèl·lit 1050Km.