L'ASTRONÒMICA

DE SABADELL

Accés Socis

Introdueix el teu usuari

Num. de Soci
Contrasenya *
Recordar

Atenció! Aquest lloc fa servir "cookies" i tecnologies similars.

Si no canvia la configuració del seu navegador, vostè accepta el seu ús. Saber més

Acceptar

Una cookie és un petit fragment de text que els llocs web que visites envien al navegador i que permet que el lloc web recordi informació sobre la teva visita, com la teva llengua preferida i altres opcions, el que pot facilitar la teva propera visita i fer que el lloc et resulti més útil. Les cookies tenen un paper molt important, ja que sense elles l'ús de la web seria una experiència molt més frustrant.

 

Per fer que no torni a apareixer aquest missatge, pot accetar l'us de les cookies o bé ha de configurar el seu navegador per que no les accepti de manera predeterminada. nada. A continuació els mostrem com fer-ho en els principals navegadors:

 internet explorer 10 logopng Google Chrome logo   Firefox-logo

Gracies per la seva atenció.

Apod

La fotografia astronòmica del dia en català
 
Cada dia una imatge de l'Univers

Fes-te soci

201602 PromoCat
La teva finestra a l'espai
Regala't tot això i més
Més informació

Sessions escolars

Sessions escolars

NivellDAstronomiaPreguntes

 

 

 

 

 


Quin nivell tens d'astronomia? T'atreveixes a provar-ho?

Aquí ho pots comprovar. Només cal que contesties els següents qüestionaris i ho sabràs. És una bona oportunitat per jugar i aprendre astronomia d'una manera divertida. 

El Sistema Solar
       SS facil cat SS mitja cat
  SS dificil cat SS moltdificil cat
Terra-LLuna
  TerraLLuna facil TerraLLuna mitja
Mirant el cel
  MirantCel facil MirantCel mitja
Estrelles i cosmologia
  EstrellesVariables facil Cosmologia facil
Astronàutica   
  Astronautica facil  
Història
  Descobriments  

 

NivellDAstronomiaPreguntes

 

 

 

 

 


El Sistema Solar és la nostra família dins la immensitat de l’Univers. Està format per una estrella: el Sol; vuit planetes: Mercuri, Venus, la Terra, Mart, Júpiter, Saturn, Urà i Neptú; cinc planetes nans: Plutó, Ceres, Eris, Makemake i Haumea; més d’un centenar de satèl·lits com la nostra Lluna; i una enorme quantitat de cossos menors: asteroides i cometes. La forma general del Sistema Solar és la d'un disc pla amb el Sol al mig.

A grans trets, els planetes es divideixen en dos grups: els terrestres i els jovians. I a més hi ha els planetes nans, que no arriben a ser planetes ni són tan petits com els asteroides:

Els planetes terrestres
Els planetes terrestres són els quatre primers: Mercuri, Venus, la Terra i Mart. Són petits i sòlids, amb una densitat elevada. Gairebé no tenen satèl·lits al seu voltant (la Terra és l’únic dels quatre que té un satèl·lit gros, perquè Mercuri i Venus no en tenen cap, i Mart en té dos però són dos asteroides capturats). Cap d’ells té anells al seu voltant.

Els planetes jovians
Els planetes jovians són els quatre darrers: Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Són bastant més grans que els terrestres i tenen una densitat molt baixa perquè no són sòlids, sinó que són planetes de gas. A més tenen un elevat nombre de satèl·lits. També tots ells tenen anells al seu voltant, dels quals el més impressionant i conegut des de fa molt de temps és l'anell de Saturn.

Els planetes nans
L'agost de 2006 l'assemblea de la Unió Astronòmica Internacional (organisme format per astrònoms d'arreu del món), va prendre la decisió de crear una nova categoria d'objectes en el Sistema Solar, els anomenats planetes nans. Les seves característiques són les següents:

a) Estan en òrbita al voltant del Sol.
b) La seva massa és prou gran perquè tinguin forma esfèrica
c) No han buidat les rodalies de la seva òrbita
d) No són satèl·lits 

Dins d’aquesta nova categoria d’astres hi ha cinc cossos: Plutó, Ceres, Eris, Makemake i Haumea. Per tant, Plutó va deixar de ser formalment un planeta i des de l’any 2006 és un planeta nan.

El Sol

doubleprom soho fullEl Sol és la nostra estrella, gràcies a la qual hi ha vida a la Terra. Com totes les estrelles és una gran esfera de gas molt calent. Es tracta d’una estrella “normal”, ni molt grossa ni molt petita, ni molt freda ni molt calenta. Es troba a la meitat de la seva vida, ja que té uns 5.000 milions d’anys i en viurà uns 5.000 milions més.

Podem estudiar el Sol dividint-lo en regions que tenen característiques ben diferents. Al seu centre hi ha l’anomenat nucli solar, la regió on es produeix tota l’energia. Aquesta energia travessa tot el Sol i arriba a la seva “superfície” anomenada fotosfera. Pel damunt de la fotosfera hi ha la seva atmosfera, formada per la cromosfera i la corona solar.

El nucli del Sol es troba a uns 15 milions de graus, i això permet que hi hagi reaccions termonuclears de fusió. En aquestes reaccions l’hidrogen es converteix en heli i produeix energia en forma de llum molt energètica: raigs X i raigs gamma. Aquesta energia travessa el Sol, i quan surt ho fa en forma de llum visible, tal com la veiem nosaltres. La fotosfera solar es pot considerar la superfície del Sol, encara que no és una superfície sòlida com la de la Terra, sinó que és de gas com tot el Sol. Es la part que millor veiem i millor es pot estudiar. En ella la temperatura ja “només” és d’uns 6.000ºC i l’energia que desprèn és la llum visible que podem observar des de la Terra. En aquesta capa es poden veure uns quants detalls del Sol que tenen relació amb la seva activitat: les taques solars i la granulació.

Les taques solars són unes zones més fredes de la fotosfera, “només” estan a uns 4500 ºC, i per això es veuen més fosques que la resta. Aquestes taques apareixen, creixen i desapareixen en un període d’uns quants dies. Poden arribar a ser més grans que el nostre planeta. Hi ha èpoques en què el Sol està molt actiu i presenta moltes taques, en canvi hi ha èpoques en que gairebé no n’hi ha cap. Es tracta d’un cicle natural d’11 anys.

Per sobre de la fotosfera hi ha una altra capa anomenada cromosfera. En ella es poden veure, amb unes càmeres especials, les anomenades protuberàncies solars. Es tracta de flamarades de gas molt calent que surten del Sol, a vegades són com xorros i a vegades semblen llaços. Apareixen de forma inesperada i duren unes quantes hores. Que n’hi hagi més o menys també depèn de l’activitat del Sol.

Mercuri

mercuryflyby2 messenger bigMercuri és el planeta més proper al Sol i el més petit de tots. És un planeta sòlid i té una densitat molt alta. Dóna una volta al Sol cada 88 dies, i no té cap satèl·lit. 

La seva superfície és molt semblant a la de la Lluna, plena de cràters degut a la caiguda de meteorits. Destaca La Conca de Caloris, un cràter de 1300 km de diàmetre, l’impacte que el va produir quasi va destruir completament el planeta. De fet, gairebé tots els astres sòlids del Sistema Solar (els planetes terrestres, els satèl·lits, els asteroides...) tenen la superfície plena de cràters degut a la gran quantitat de meteorits que van caure immediatament després de la formació del sistema planetari. Mercuri té una atmosfera molt tènue, quasi inexistent. Això provoca que l’oscil·lació de temperatures sigui molt alta. Quan toca el Sol a la seva superfície la temperatura pot passar de 400ºC, i quan no hi toca el Sol la temperatura pot baixar fins a -180ºC. Mercuri és visible a simple vista, sense necessitat de cap aparell òptic, però no és fàcil perquè sempre es troba molt a prop del Sol. Es pot veure alguns vespres de l’any just després que es pongui el Sol, o algunes matinades, poc abans que surti el Sol.

Venus

venusVenus és el planeta més proper a la Terra i aparentment també el més semblant, encara que en realitat Venus és un planeta molt hostil. Dóna una volta al Sol cada 225 dies, i tampoc no té cap satèl·lit.

L’atmosfera de Venus és tan pesada que la pressió atmosfèrica a la seva superfície és 90 vegades més forta que la pressió a la superfície terrestre (la mateixa pressió que hi ha 1 km sota el mar). La composició de la seva atmosfera és bàsicament de CO2, i aquest gas ha provocat un efecte hivernacle molt fort. La llum del Sol travessa els núvols, escalfa la superfície, però aquesta calor ja no es pot escapar cap a l’espai. El resultat ha estat un augment de la temperatura a la seva superfície fins a uns 460ºC. A més té núvols d’àcid sulfúric i hi ha pluja d’aquest àcid. Venus fa una volta al Sol cada 225 dies. També gira sobre sí mateix, però ho fa molt lentament: des de la seva superfície els seus dies duren 118 dies terrestres. A més, té la particularitat que gira al revés que els altres planetes.

La Terra

earth atlantic 800La Terra és el més gran dels planetes terrestres. Dóna una volta al Sol cada 365 dies –un any , i té un satèl·lit: la Lluna. Destaca sobretot perquè és l’únic astre que coneixem de tot l’Univers on hi ha aparegut la Vida.

La Terra és un planeta geològicament viu. El seu nucli encara és calent, es troba a uns 5.000 ºC, i hi ha un flux de material calent cap enfora que és el responsable últim de tots els fenòmens geològics. L’escorça de la Terra és una capa molt fina, de pocs quilòmetres de gruix, formada per diferents plaques que es mouen les unes respecte les altres. El fregament entre elles provoca la formació de les grans serralades muntanyoses, dels volcans i dels terratrèmols. La Terra és l’únic planeta que té aigua líquida en abundància. Un 70% de la seva superfície està coberta d’aquest líquid.

La Terra també té una rica atmosfera que arriba fins a uns 100 km d’alçada. És una barreja de gasos on destaquen el nitrogen (78%) i l’oxigen (21%), la resta és vapor d’aigua i diòxid de carboni bàsicament. La Terra té un satèl·lit, la Lluna, que entre d’altres fenòmens provoca les pujades i baixades de l’aigua del mar, conegudes com a marees.

La Lluna

4 closest approach0El primer que destaca quan es mira la Lluna a simple vista són unes zones circulars més fosques que la resta de la superfície: els Mars de la Lluna.

La superfície de la Lluna està absolutament plena de cràters d’impactes meteòrics. El cràter més gran fa quasi 300 km de diàmetre, i n’hi ha de totes les mides. Com que a la Lluna no hi ha gens d’erosió ni d’activitat geològica, no hi ha cap fenomen que pugui esborrar un cràter de la seva superfície. Així, s’han anat acumulant durant milions d’anys. També hi ha cadenes muntanyoses, amb muntanyes altes, alguna de les quals és més alta que l’Everest, arribant a uns 9000 m d’alçada. La Lluna no té atmosfera i això provoca una oscil·lació molt gran de la temperatura. Quan toca el Sol en una regió de la Lluna, la seva temperatura passa de 100 ºC, mentre que quan la mateixa regió es troba a l’ombra, la temperatura baixa fins a -150ºC. La Lluna gira al voltant de la Terra, i fa una volta cada 28 dies. Com que la seva posició relativa respecte del Sol va canviant a mesura que es va desplaçant no sempre es veu igual, presenta fases. A vegades es veu tota sencera (lluna plena), a vegades no es veu gens (lluna nova) i a vegades es veu a mitges (lluna en quart creixent o en quart minvant). A més de girar al voltant de la Terra, la Lluna gira sobre sí mateixa en un moviment propi de rotació. Aquests dos moviments duren el mateix, de tal manera que la Lluna sempre ens ensenya la mateixa cara. La cara que no veiem mai s’anomena la cara oculta de la Lluna.

Mart

Mars HubbleMart és el planeta més semblant a la Terra, encara que més petit. Té muntanyes, deserts, casquets polars, volcans etc. Els seus dies duren quasi com els nostres dies. Té dos satèl·lits: Deimos i Fobos.

Mart destaca pel seu color vermellós en el cel, degut a la presència d’òxids de ferro a la seva superfície. El seu relleu és extraordinari ja que té la muntanya més alta de tot el Sistema Solar, l’Olimpus Mons, amb 25.000 m d’alçada i 600 km de base; i també té un canyó: el Vall Marineris, amb uns 5.000 km de llargada. Mart té una tènue atmosfera, unes cent vegades menys densa que la de la Terra, formada sobretot per CO2. Tot i ser tan dèbil, de tant en tant hi ha tempestes de sorra que poden cobrir el planeta sencer. Fa milions d’anys hi havia molta aigua a Mart perquè tenia una atmosfera molt més densa que l’actual que creava unes condicions atmosfèriques adients. L’aigua va desaparèixer perquè gran part d’aquesta atmosfera es va evaporar. Es tracta d’un dels grans misteris de Mart. Mart té dos satèl·lits girant al seu voltant. No són dos cossos grans i rodons com la nostra Lluna, sinó que es tracta de dos asteroides capturats pel planeta, petits i amb forma irregular. Fobos fa 27x21x19 km, i Deimos 15x12x11 km. Aquests dos satèl·lits orbiten molt a prop del planeta. 

Júpiter

actualitat0146 Júpiter desde sonda CassiniJúpiter és el planeta més gran i el més massiu de tots. Té molts satèl·lits i un petit anell al seu voltant.

Júpiter és el primer dels planetes jovians. Són cossos molt grossos formats per gas, sense una superfície sòlida. La seva composició és molt semblant a la d’una estrella: hidrogen i heli, bàsicament. Potser al seu centre hi ha un nucli rocós de les dimensions dels planetes terrestres, no se sap. A Júpiter es veuen unes franges de núvols clars i foscos alternadament. A més es veu una gran quantitat de taques blanques o vermelloses. Cada taca és un enorme huracà, amb vents a altíssima velocitat. D’entre totes elles destaca La Gran Taca Roja, una gran perturbació atmosfèrica tres vegades més gran que el planeta Terra, i coneguda des de fa quasi 400 anys. Júpiter està tan lluny del Sol que tarda 11’8 anys en completar una òrbita al voltant seu. En canvi la seva rotació és molt ràpida, gira sobre sí mateix en menys de 10 hores. Això provoca que no tingui exactament una forma esfèrica, sinó que és una mica aplanat, té forma d’el·lipsoide. La sonda Voyager 2 va passar molt a prop de Júpiter i fent una fotografia a contrallum va poder observar un anell molt fi al voltant seu. Des de la Terra no es veu perquè és massa dèbil. Júpiter té molts satèl·lits. Fins al moment (any 2009) se li coneixen 79 satèl·lits, però últimament se n’estan descobrint de nous i aquest nombre augmentarà en un futur. De tots ells, però, n’hi ha 4 de grossos: Ió, Europa, Ganimedes i Callisto. La resta són molt petits, són asteroides capturats pel planeta.

Saturn

800px Saturn from Cassini Orbiter 2007 01 19Saturn és el planeta dels anells per excel·lència. És també molt gros i gasós, i té una densitat molt baixa, inclús menor que la de l’aigua. Té un gran sistema d’anells i molts satèl·lits al seu voltant.

Saturn és també una enorme bola de gas, encara que més petit que Júpiter. A la seva alta atmosfera es poden veure tot de bandes clares i fosques però molt més fines i menys contrastades que les de Júpiter; pero en canvi, gairebé mai no presenta tempestes en forma de taques com les que sí es veuen al planeta gegant. Degut a la seva enorme distància al Sol, Saturn tarda més de 29 anys a donar una volta a l’estrella. En canvi tarda poc més de 10 hores en girar sobre sí mateix. Igual que Júpiter, per això no és exactament esfèric, sinó que és una mica aplanat. Saturn destaca sobretot pel seu sistema d’anells. Són tan visibles perquè tenen un diàmetre de centenars de milers de quilòmetres, encara que el seu gruix és menor d’1 km. Quan des de la Terra els anells estan de perfil, deixen de veure’s durant unes setmanes degut al seu poc gruix (això passa cada 14 anys i ha tingut lloc aquest any 2009). El sistema d’anells està format per centenars de cercles concèntrics de material, separats per altres cercles més buits. Tots ells de densitats i d’espessors diferents. En realitat estan formats per milions i milions de pedres de diferents dimensions, pols i partícules molt petites que giren al voltant de Saturn. De tant en tant entre els anells també s’hi troba algun satèl·lit mig amagat. Saturn té molts satèl·lits. Fins al moment (any 2011) se n’han descobert 62, i encara n’hi ha algun per confirmar. De tots ells, però, només n’hi ha un de gros com la nostra Lluna: Tità; hi ha 6 satèl·lits mitjans: Mimes, Encelade, Tetis, Dione, Rea i Japet; i la resta són molt petits, molts d’ells són asteroides capturats pel planeta. 

Urà

u10 vg2Tot i que Urà és més petit que Júpiter o Saturn, segueix sent immens i molt massiu. Té anells al seu entorn i un sistema complicat de satèl·lits.

Urà és el primer planeta que no es veu a simple vista, cal un instrument òptic per observar-lo. Va ser descobert per l’astrònom William Herschel l’any 1781 per casualitat. Urà es veu com una gran esfera de color blau verdós, amb poquíssims detalls superficials. Aquest color blavós és degut a la presència de gas metà, encara que està format bàsicament per hidrogen i heli. Es troba tan lluny del Sol que la temperatura a la seva alta atmosfera és de -220 ºC. Urà tarda més de 83 anys a fer una òrbita sencera al voltant del Sol, i poc més de 17 hores a fer una rotació sobre sí mateix. La seva peculiaritat més gran és que el seu eix de rotació està molt inclinat: 98 graus. Això significa que la seva rotació és al revés que la dels demés planetes (excepte Venus), i que aquesta rotació és perpendicular al pla de l’òrbita del planeta. L’any 1977 es va descobrir que Urà tenia un sistema d’anells al seu voltant. Es tracta d’11 anells molt fins i molt difícils de veure. Fins al moment s’han descobert 27 satèl·lits d’Urà, dels quals 5 són força grans: Miranda, Ariel, Umbriel, Titània i Oberon.

Neptú

NeptuneIgual que els tres planetes anteriors, Neptú és una gran esfera de gas, amb un petit sistema d’anells i bastants satèl·lits al seu voltant. El descobriment de Neptú va representar el major èxit de la mecànica celest del segle XIX. Estudiant les anomalies de l’òrbita d’Urà, l’astrònom LeVerrier va deduir que havia d’haver-hi un altre planeta més enllà. Va calcular-ne l’òrbita i la posició, i l’astrònom Galle va trobar-lo l’any 1846.

Neptú és una enorme esfera d’un color blau molt intens, degut al gas metà que conté. També presenta núvols blancs i taques més fosques, que són enormes anticiclons. Es troba tan lluny del Sol que tarda més de 163 anys a completar una òrbita sencera al voltant de l’estrella. Igual que els altres planetes gasosos, el seu moviment de rotació és molt ràpid, ja que gira en poc més de 16 hores. Neptú té quatre anells molt fins, totalment invisibles des de la Terra, i té 14 satèl·lits coneguts. Tretze d’ells són petits (entre 58 i 420 km de diàmetre) però un, Tritó, és molt gran, amb 2706 km de diàmetre. La seva superfície és molt freda (-235 ºC) i se li han vist geisers de nitrogen líquid que arriben a uns quants quilòmetres d’alçada.

Els planetes nans

L’any 2006 la Unió Astronòmica Internacional (l’entitat que agrupa a la major part dels astrònoms del món) va decidir crear una nova categoria d’astres: els planetes nans. Les seves característiques són les següents:

a) Estan en òrbita al voltant del Sol.
b) La seva massa és prou gran perquè tinguin forma esfèrica.
c) No han buidat les rodalies de la seva òrbita.
d) No són satèl·lits.

Dins d’aquesta nova categoria d’astres hi ha cinc cossos fins al moment: Ceres, Plutó, Eris, Makemake i Haumea. Ceres pertany al Cinturó Principal d’Asteroides que es troba entre els planetes Mart i Júpiter. Es tracta d’un conjunt de milions de cossos de totes mides, que no van arribar a formar cap planeta. De tots ells, Ceres és el major, amb un diàmetre d’uns 900 km, i forma esfèrica. Per això se’l considera planeta nan. Els altres planetes nans pertanyen a un altre cinturó d’asteroides: el cinturó de Kuiper. Aquest es troba més enllà de Neptú, a la zona on abans només es coneixia Plutó.

800px Pluto 01 Stern 03 Pluto Color TXTAra se sap que Plutó és un dels asteroides més grans d’aquest cinturó, però que no està sol, ni molt menys. Per això va deixar de ser formalment un planeta i va passar a considerar-se un planeta nan. Plutó és un cos de 2300 km de diàmetre, descobert l’any 1930. Es troba tan lluny del Sol que tarda 247 anys a fer una volta sencera a l’estrella. No se sap gran cosa de les seves característiques físiques. Actualment se li coneixen tres satèl·lits: Caront, Hidra i Nix. Caront és gairebé tan gran com el planeta i es poden considerar un planeta doble. Els altres tres planetes nans que hi ha fins al moment: Eris, Makemake i Haumea, pertanyen també al cinturó de Kuiper. Els curiosos noms d’aquests dos últims provenen de divinitats de l’illa de Hawai. Eris té un satèl·lit que s’anomena Disnòmia.

Els asteroides i els cometes

4 closest approach0Els asteroides són uns cossos més petits que els planetes. La majoria fan pocs quilòmetres o inclús metres. No tenen forma esfèrica, sinó que són irregulars, i estan recoberts de cràters. Alguns també tenen altres asteroides com a satèl·lits.

L’asteroide Ida amb el seu satèl·lit Dactyl Es coneixen dues grans zones d’asteroides, dos grans cinturons: el Cinturó principal d’asteroides, que es troba entre els planetes Mart i Júpiter; i el Cinturó de Kuiper, que es troba més enllà de Neptú. Tal com ja s’ha dit, els cossos majors d’aquests dos cinturons d’asteroides i que ja tenen forma esfèrica entren dins d’una nova categoria d’astres, són els planetes nans. Es calcula que El Cinturó Principal d’asteroides conté milions de cossos, dels quals uns 230 tenen més de 100 km de diàmetre, la resta són més petits. Actualment se n’han descobert més de 300.000. 

El Cinturó de Kuiper és una enorme franja plena d’asteroides que va des de l’òrbita de Neptú, a unes 30 UA fins a unes 55 UA del Sol. Es calcula que conté milions de cossos, dels quals ja se’n coneixen milers.

359 c mcnaught 2001perezEls cometes són cossos molt petits, d’uns 10 km de diàmetre. Estan formats per una barreja de gels (d’aigua, metà i diòxid de carboni, bàsicament), pols i minerals de carboni.

Es creu que es troben en una hipotètica regió anomenada el núvol d’Oort. Es tractaria de la regió més externa del Sistema Solar, molt més enllà del Cinturó de Kuiper, i arribaria fins a uns 100.000 UA. Estaria format per milions i milions de cometes. De tant en tant, un cometa s’apropa al Sol. Llavors, els seus gasos s’evaporen per la calor que emet l’estrella i el cometa presenta una enorme cua, de milions de quilòmetres, que és el que podem veure. Els cometes són cossos molt petits, d’uns 10 km de diàmetre. Estan formats per una barreja de gels (d’aigua, metà i diòxid de carboni, bàsicament), pols i minerals de carboni. 

 

NivellDAstronomiaPreguntes 

 

 

 

 


Després de quatre mil anys d’estudiar l’Univers, ara tot just comencem a entendre una mica com és. Tot i això, encara tenim grans incògnites i enormes dubtes sobretot sobre el seu origen i la seva evolució.

MD ss MD estrelles MD galaxies
MD estructura MD origenUn  

 

NivellDAstronomiaPreguntes

 

 

 

 

 


Una estrella és una meravella de la natura. Es tracta d’una gran esfera de gas tan calent que emet llum per sí mateixa. Normalment qualsevol gas –el que hi ha a l’habitació, per exemple- no emet llum, però si s’arribés a escalfar moltíssim -fins a uns quants milers de graus!-, començaria a brillar. És el mateix que passa quan s’escalfa un tros de ferro fins que es torna incandescent i brillant. Per tant una estrella brilla perquè està a molt alta temperatura. El seu gas tan calent s’anomena plasma.

Una estrella està molt calenta perquè el gas que la forma s’ha comprimit, i en comprimir-se s’ha escalfat. La força de gravetat és la causa última d’aquesta compressió ja que fa que totes les partícules del gas s’atreguin mútuament. És una força sempre atractiva.

Ara bé, si una estrella hagués de brillar degut només a la compressió i escalfament del seu gas, ho podria fer només durant uns quants milions d’anys, però no durant milers de milions d’anys com és el cas del nostre Sol i de moltes altres estrelles. Hi ha una última raó que és la causant d’aquesta enorme emissió d’energia: just al seu centre, el gas està tan comprimit que la temperatura és altíssima, arriba a assolir els deu milions de graus. A aquesta enorme temperatura comencen a tenir lloc reaccions nuclears de fusió que produeixen energia en forma de llum, que manté l’estrella molt calenta durant tota la seva vida.Mentre hi ha aquesta font d’energia al centre de l’estrella, aquesta es troba en un equilibri quasi perfecte, anomenat equilibri hidrostàtic. La força atractiva de la gravetat queda compensada perquè el gas calent de l’estrella exerceix una pressió cap enfora; que es pot imaginar degut als xocs entre les partícules, en continu moviment, a causa de la seva temperatura. També les partícules de llum, els fotons, en sortir de l’estrella fan una pressió cap a l’exterior, anomenada pressió de radiació. D’aquesta manera l’estrella es troba en equilibri degut a aquests dos factors que s’igualen: la força de gravetat que tendeix a contraure l’estrella i les pressions, tant del gas com de la radiació, que tendeixen a expandir l’estrella.

 

Així doncs, pot definir-se una estrella com una esfera de plasma, en equilibri hidrostàtic, el suficientment massiva com per produir la seva pròpia energia a partir de reaccions nuclears.

Estructura de les estrelles

Una estrella típica es divideix en tres parts: nucli, mantell i atmosfera.

EstructuraEstrelles

El nucli és la part central de l’estrella; és la seva zona més densa i calenta, i és on es produeixen les reaccions nuclears que generen energia en forma de llum. 

El mantell és la part de l’estrella on es transporta aquesta energia cap a la seva superfície. El transport d’energia pot fer-se de dues maneres ben diferents: per radiació o per convecció; i normalment el mantell d’una estrella té una part que és radiativa i una altra part que és convectiva. A mesura que ens allunyem del nucli, la temperatura va disminuint, i passa d’uns quants milions de graus al seu centre a “només” uns quants milers de graus a la seva superfície.

Finalment, l’atmosfera és la part més superficial d’una estrella. Es divideix en tres capes: fotosfera, cromosfera i corona. La fotosfera és la part visible d’una estrella, d’on prové la llum que veiem; mentre que la cromosfera i la corona no es veuen gairebé mai.

El color de les estrelles

El color d’una estrella indica la seva temperatura superficial, la temperatura de la seva fotosfera. Hi ha una gran varietat de temperatures diferents ja que hi ha estrelles que “només” estan a uns 2.200 K mentre que d’altres estan a uns 50.000 K (aquesta escala de temperatures s’anomena escala absoluta o escala kelvin de temperatures (K), és igual que l’escala de graus Celsius (C) però cal restar 273 graus, ja que 0 K = -273 C).

Així doncs, la temperatura superficial d’una estrella està relacionada amb el seu color; i contràriament al que podria semblar, com més vermella és una estrella més freda està, i al revés, com més blava és una estrella, més calenta està.

EstrellesColors

Aquesta és la relació Color-Temperatura superficial de les estrelles: 

                                                                      
Color    Temperatura
Blau major de 25.000 K
Blanc-blavós       11.000 K – 25.000 K
Blanc 7.500 K – 11.000 K
Blanc-grogós 6.000 K – 7.500 K
Groc 5.000 K – 6.000 K
Ataronjat 3.500 K – 5.000 K
Vermell 2.200 K – 3.500 K

 La massa de les estrelles

La massa d’una estrella és la quantitat de matèria que la forma, i depèn de la quantitat de gas que s’ha acumulat durant el seu naixement. Com veurem, les estrelles neixen a partir del gas i la pols d’enormes núvols que hi ha a les galàxies, les nebuloses. Aquest gas i pols es condensa i forma diferents grumolls de matèria. De cada grumoll acaba naixent una estrella, i és l’atzar que determina quanta matèria tindrà cadascuna d’elles.

La massa és el paràmetre més important d’una estrella ja que determina la seva mida, la seva temperatura superficial i el seu color; també determina tota la seva vida: el temps que viurà, l’evolució que tindrà i quin serà el seu final: si es convertirà en nana blanca, en estrella de neutrons o en forat negre, quan es mori. Per tant, una estrella neix amb una quantitat de matèria donada i això li determina la resta de la seva vida. Però hi ha límits a la massa de les estrelles.  

                                                                         
Massa    Temps de vida
0’1 MΘ 1 bilió d’anys
0’5 MΘ 40.000 milions d’anys
1 MΘ 10.000 milions d’anys
10 MΘ 100 milions d’anys
50 MΘ           4 milions d’anys
100 MΘ 1 milió d’anys
200 MΘ 250 mil anys

Taula on es veu la relació entre la massa d’una estrella i el seu temps de vida

Es pot veure que com més massiva és una estrella, menys temps viurà. Com que l’edat de l’Univers és de 13.700 milions d’anys, les estrelles menys massives encara no han mort.

Per parlar de la massa de les estrelles es pren com a referència la massa del Sol, que s’escriu MΘ. Hi ha un límit inferior per a la massa de les estrelles. Si neix un astre amb una massa inferior a 0’08 MΘ (que és el mateix que 80 masses de Júpiter) no acabarà sent una estrella, perquè amb tan poca massa el seu nucli no arribarà a tenir reaccions nuclears estables. Aquests astres que es formen igual que les estrelles però que no tenen reaccions nuclears estables s’anomenen nanes marrons. Es tracta d’uns astres amb una massa intermèdia, entre estrelles i planetes.

També hi ha un límit superior per a la massa de les estrelles. Aquest límit és molt incert, i de fet fins fa molt poc es parlava d’unes 100 MΘ, però en els darrers anys s’han descobert estrelles amb masses superiors a aquest límit. Així, avui en dia es coneixen estrelles d’unes 200 MΘ i inclús més massives, i no està gens clar quin valor pot arribar a tenir aquest límit superior. Potser és de 250 MΘ o de 300 MΘ .

La mida de les estrelles

Per poder comparar la mida de les estrelles amb alguna mida coneguda, es pren el Sol com a referència. El Sol té un radi de 695.508 km, que és aproximadament unes cent vegades major que el radi de la Terra (en volum, el Sol és un milió de vegades major que el nostre planeta). El radi del Sol es representa amb el símbol RΘ.

Les estrelles que es troben en la seva etapa estable no difereixen massa de la mida del Sol. Així, les més petites són unes 10 vegades més petites que el Sol (R= 0’10 RΘ), mentre que les més grans són unes 10 vegades majors que el Sol (R= 10 RΘ).

Ara bé, com s’ha dit, quan una estrella evoluciona es converteix en una estrella molt més gran, anomenada gegant vermella o supergegant vermella. Les estrelles gegants vermelles i supergegants vermelles tenen una mida moltíssim més gran que les estrelles estables. Poden arribar a ser milers de vegades més grans que les estrelles estables. Per exemple, una de les supergegants vermelles més grans que es coneixen és VY CMa i el seu radi és aproximadament de 2000 RΘ. Això vol dir que si es col·loqués en el lloc del Sol, ocuparia tot l’espai que hi ha fins l’òrbita de Saturn !

Altres exemples d’estrelles gegants ben conegudes són: Betelgeuse, de la que ja hem parlat, amb una mida d’uns 1.000 RΘ; Antares, de la constel·lació d’Scorpius, amb una mida de 700 RΘ; Aldebaran, que es troba a Taurus, amb una mida de 40 RΘ, etc.

Si es col·loqués Betelgeuse en el lloc del Sol, aquesta estrella ocuparia tot l’espai fins l’òrbita de Júpiter !

I tal com s’ha comentat, en la fase final de la seva vida les estrelles es converteixen en objectes molt petits i densos: nanes blanques, estrelles de neutrons o forats negres. Les nanes blanques tenen típicament la mida del planeta Terra, és a dir, d’1 centèsima del diàmetre solar. De nanes blanques n’hi ha moltes, una de les primeres que es va descobrir va ser la companya de Sírius, que es va anomenar Sírius B. Les estrelles de neutrons encara són molt més petites ja que tenen típicament un radi de 10 km ! I els forats negres encara són mes petits.

La vida de les estrelles

Les estrelles, com tot a la vida, neixen, viuen i moren. En aquest apartat veurem quina és tota aquesta evolució estel·lar.

El naixement de les estrelles

Les estrelles neixen a l’interior de les nebuloses; enormes boires de gas i de pols. Regions locals dels gas i la pols sofreixen condensacions que provoquen un augment de la densitat. Si aquestes condensacions no es dispersen, la regió entra en un procés de contracció. Arriba un moment en que la boira en contracció es trenca en nombrosos fragments, cadascun dels quals donarà origen a una estrella diferent. Per fer-ho, aquests petits fragments continuen el procés de contracció, tot augmentant la temperatura i la pressió a les zones centrals; encara no són estrelles i s’anomenen protoestrelles.

Una protoestrella ja comença a brillar amb llum pròpia perquè està molt calenta degut a la pròpia contracció del gas.

Quan la temperatura central de la boira en contracció arriba als deu milions de graus comencen a produir-se una sèrie de reaccions termonuclears en cadena. En aquestes reaccions els nuclis d’hidrogen xoquen a gran velocitat i es fusionen originant nuclis d’heli. Aquest procés genera una gran quantitat d’energia (molt superior a la generada per la contracció mateixa) que és capaç d’aturar la contracció que la protoestrella estava patint sota el seu propi pes. En aquest moment neix l’estrella pròpiament dita. Deixa de contraure’s i es torna estable.Així continuarà, amb molt poques variacions al llarg de gairebé la totalitat de la seva vida.

4 closest approach0Nebulosa M16

L’evolució de les estrelles

Ja hem vist com neix una estrella dins d’una nebulosa. Durant la formació de l’estrella hi ha dos paràmetres molt importants que determinaran la seva evolució futura; en especial els anys que viurà. Són la seva composició química i, molt més important, la seva massa inicial. Com més massa tingui una estrella, més ràpidament exhaurirà el seu combustible i viurà menys temps; i a l’inrevés, com més petita sigui la seva massa inicial, més llarga serà la seva vida.

L’estrella es manté tranquil·la la major part de la seva vida, cremant (termonuclearment) hidrogen i convertint-lo en heli. Però quan l’hidrogen de la part central de l’estrella s’exhaureix, les reaccions termonuclears disminueixen i el nucli de l’estrella deixa d’emetre energia cap a fora del nucli. Això provoca la seva contracció. En contraure’s es calenta fins que el gas de la capa de l’estrella més propera al nucli arriba, al seu torn, als deu milions de graus, amb la qual cosa s’encén termonuclearment, com abans ho havia fet el nucli. En aquest moment es dóna un fenomen important: la zona central de l’estrella continua la seva contracció, mentre les capes més externes el que fan és expandir-se. L’estrella es converteix en una gegant vermella.

A partir d’aquest moment, el seu futur depèn molt de la seva massa inicial. Bàsicament, s’observen dos comportaments: el de les estrelles de menys de 10 masses solars inicials, i el de les estrelles de més de 10 masses solars inicials. Dins de cada grup es poden fer també distincions. En el primer grup entre estrelles fins a 4 masses solars i estrelles entre 4 i 10 masses solars; en el segon grup entre estrelles de menys de 30 masses solars i estrelles superiors a aquesta massa. Cal tenir en compte, però, que aquests límits són força imprecisos. S’han obtingut a través del càlcul, ja que es tenen molt poques evidències directes a través de l’observació de tots aquests fenòmens.

L’evolució de les estrelles de poca massa

En el cas de les estrelles de poca massa (fins a 4 masses solars), el nucli de l’estrella continua comprimint-se fins a arribar a la temperatura en la qual l’heli reacciona termonuclearment amb ell mateix per a formar carboni i oxigen. Això arriba a una temperatura d’uns 100 milions de graus. En aquest moment s’atura la contracció del nucli ja que el seu propi pes queda equilibrat per l’aportació d’energia de les reaccions termonuclears que experimenta. Aquesta etapa (gegant vermella amb combustió de l’heli) té una durada molt més curta que la de la seqüència principal ja que l’heli s’exhaureix molt de pressa.

Aleshores, el nucli de l’estrella es torna a comprimir fins que apareix una nova força que apareix a la compressió; aquesta força és una pressió d’origen quàntic: la degeneració dels electrons. Dit en poques paraules, això vol dir que els electrons estan tant propers els uns als altres que ja no es poden acostar més, amb la qual cosa el nucli estel·lar atura el seu col·lapse. El que en resulta és un nucli de carboni, oxigen i una mica d’hidrogen i heli que es coneix amb el nom de nana blanca. A partir d’ara, la nana blanca acabarà la seva vida refredant-se lentament, fins a esdevenir una nana negra, freda i apagada, sense possibilitat de recuperació. Mentrestant, tot el gas que l’envoltava es va dispersant per l’espai en un fenomen que, de fet, constitueix una “explosió suau”, anomenada nebulosa planetària.

NebulosaPlanetariaNebulosa planetària

Evolució de les estrelles de mitjana massa

A les estrelles amb masses inicials entre 4 i 10 vegades la massa del Sol és on hi ha més incerteses en els models. És evident que experimenten les mateixes fases que les estrelles de masses més petites, és a dir, s’encén l’heli al nucli, que crema convertint-se en carboni i oxigen fins que s’exhaureix. Aleshores el nucli de l’estrella es torna a contraure, s’escalfa encara més, fins arribar a la temperatura d’ignició del carboni (uns 470 milions de graus). Aleshores, el carboni reacciona amb ell mateix donant lloc a elements químics més pesants com el neó, el magnesi i el sodi. Molt possiblement aquestes estrelles no poden anar més enllà d’aquest punt.

Evolució de les estrelles de gran massa

Per a estrelles de masses superiors a les 10 masses solars el procés pot continuar. En aquest moment l’estrella crema simultàniament en diverses capes. De fora cap endins, després d’un embolcall inert molt extens: una capa on l’hidrogen es converteix en heli, una altra d’heli convertint-se en carboni i oxigen, i al centre amb el carboni convertint-se en neó, magnesi i sodi. La continuació del procés té sempre el mateix patró: quan s’acaba el combustible de la capa més interna hi ha una contracció d’aquesta capa, un escalfament i una nova ignició quan les cendres de la combustió anterior passes a convertir-se en combustible per a una nova combustió. D’aquesta manera es van generant elements cada vegada més pesants. En etapes successives s’aniran formant noves capes on apareixeran sofre, fòsfor, silici, argó, calci, titani i, finalment, ferro i níquel, que són els dos elements més estables des del punt de vist nuclear.

A partir del ferro i el níquel, les reaccions termonuclears no subministren energia sinó que en necessiten per tal de produir-se. A més, en aquest moment, la temperatura és extraordinàriament alta, uns 5.000 milions de graus, i a aquesta temperatura els fotons gamma generats són tant energètics que poden arrencar protons i neutrons dels nuclis de ferro. Tot plegat provoca una situació catastròfica: cada nucli de ferro es descompon en tretze nuclis d’heli i quatre neutrons. Aquesta reacció és altament endotèrmica; la pressió cau en picat i el nucli col·lapsa sobre ell mateix. Simultàniament, els nuclis atòmics comencen a capturar electrons (com un mecanisme per vèncer la pressió degenerada dels electrons) i els protons es converteix en neutrons. Aquest procés s’anomena neutronització.

En aquest moment, les capes que envolten el nucli col·lapsat es veuen obligades a caure cap al centre a gran velocitat, empeses per la força de gravitació del nucli (el seu propi pes), seguides per les capes més externes que cauen més lentament. Quan la densitat central arriba a ser de l’ordre de la densitat de la matèria nuclear, la matèria que arriba rebota en xocar-hi i és expulsada cap enfora de l’estrella. Aleshores es produeix una ona de xoc que acaba estripant totalment la resta de l’estrella en poques hores (o uns dies com a màxim).

Crab NebulaExplosió de supernova (M1)

Es produeix, per tant, una explosió que rep el nom de supernova. Al centre queda un residu format per les restes de l’antic nucli de ferro de l’estrella, que ha acabat esdevenint una bola composta, bàsicament, de neutrons; és el que s’anomena una estrella de neutrons. La pressió degenerada que exerceixen els neutrons és capaç d’aturar el col·lapse d’aquest nucli.

Finalment, si la massa inicial de l’estrella supera les 30 masses solars, el nucli que arriba a aquestes darreres fases té una massa superior a les 3 masses solars. Amb aquesta massa ni tan solament la pressió dels neutrons és capaç d’aturar el col·lapse final del nucli, que es desploma sobre ell mateix tot formant el que es coneix com a forat negre.

Estrelles de neutrons

Una estrella de neutrons és un astre amb un radi de l’ordre de 10 km, però amb una densitat extraordinàriament elevada; és a dir, té una gran massa per a un espai tant petit.

L’estructura interna d’una estrella de neutrons presenta diverses capes, amb característiques i composicions diferents. L’escorça superficial té un pocs centenars de metres de gruix i està constituïda per ferro (el que hi havia al voltant de l’antic nucli estel·lar ique no va sofrir el procés de neutronització) i altres elements sòlids; és una superfície sòlida. Immediatament a sota hi ha un primer mantell de protons, neutrons i electrons lliures, tots en equilibri químic. El segueix un segon mantell, més gruixut (uns 9 km) compost per neutrons i protons. Pel que fa al nucli de l’estrella de neutrons, la seva composició és un misteri. Allà, la pressió és tant elevada qui hi podria haver matèria exòtica (neutrons en estat sòlid i, fins i tot, quarks lliures).

L’origen de les estrelles de neutrons fa que posseeixin unes característiques físiques molt peculiars: a part de l’altíssima densitat, tenen una rotació molt elevada (poden arribar a girar 1000 vegades per segon !), i un camp magnètic molt, molt intens.

La combinació de la ràpida velocitat de rotació i de l’intens camp magnètic provoca que les partícules amb càrrega elèctrica (protons i electrons) que hi ha a prop de la superfície s’accelerin seguint el camp magnètic i es moguin cap als pols magnètics, tot emetent radiació (anomenada de sincrotró. Això fa que sigui als pols on es concentra la radiació que, a més, és altament direccional en la direcció de l’eix magnètic; això fa que es creïn dos feixos de radiació molt tancats en direccions oposades. Com que l’eix de rotació no coincideix amb l’eix magnètic, el seu camp magnètic efectura un moviment de precessió al voltant de l’eix de rotació. A causa d’aquest moviment de precessió, si un dels feixos apunta en un moment determinat cap a la Terra, és a dir, si passa per la nostra visual, veurem un pic de radiació, cosa que es repetirà cada un cert espai de temps molt curt i regular en el temps seguint la rotació de l’estrella de neutrons; son uns “polsos” que es poden donar en ràdio, visible o raigs X o gamma. És aleshores quan a aquestes estrelles se les coneix com a “púlsars” (en anglès seria l’acrònim de “pulsating star”. Aquest model es coneix com a “model de far”, per la seva semblança a un far marí.

PulsarEsquema d'un púlsar

Es diu que els púlsars són els rellotges més precisos que es coneixen, ja que el seu període es pot mesurar amb més de quinze xifres exactes.

Els forats negres

Un dels processos que pot originar la creació d’un forat negre és l’explosió com a supernova d’una estrella de massa inicial superior a 30 masses solars aquesta xifra té un marge d’error molt considerable). En aquest procés s’expulsa cap a l’espai un 80% de la massa de l’estrella, mentre el nucli es contrau fins a formar un forat negre.

ForatNegreEsquema d'un forat negre

Un cop creat el forat negre tenim una teoria físico-matemàtica molt potent que ens permet construir un model teòric, tant de l’exterior com de les proximitats, i fins i tot, ens permet conèixer detalls extraordinaris del seu interior.

La matèria dels voltants va caient cap al forat negre a causa de la seva enorme gravetat i, en la seva caiguda, forma un disc d’acreció. Tot girant al voltant de l’eix de rotació la part de la matèria i l’energia escapen abans d’arribar al forat negre formant dos feixos que es poden observar i que donen lloc a quàsars, blàzars o fonts de radio extenses, segon quina sigui la seva orientació respecte de nosaltres. Més a prop del centre hi ha una zona molt peculiar anomenada “esfera de llum”. Entre aquesta zona i el forat negre es donen fenòmens molt curiosos com ara la inversió de l’espai, la inversió de la transferència de moment angular i de la “força” centrífuga. Tot això s’esdevé fora del forat negre. 

NivellDAstronomiaPreguntes

 

 

 

 

 


Les estrelles viuen agrupades en galàxies. Una galàxia és un grup de milions i milions d’estrelles que giren al voltant d’un centre comú (el centre galàctic). Però a més, a les galàxies hi trobem altres objectes astronòmics: hi ha núvols de gas i de pols, les nebuloses, gràcies a les quals van naixent estrelles contínuament; hi ha agrupacions d’estrelles, els cúmuls globulars, formats típicament per un milió d’estrelles, que són els objectes més antics de la galàxia; hi ha un medi interestel·lar, format per gas i pols molt diluït, que omple tot l’espai de la galàxia; i hi ha un nucli molt compacte format per un forat negre supermassiu, amb una massa de milions de vegades la massa del Sol.

Tipus de galàxies

Hi ha diferents tipus de galàxies, segons la seva forma i les seves característiques principals. Les més conegudes són les galàxies espirals, però també hi ha galàxies el·líptiques, galàxies lenticulars i galàxies irregulars; i dins de cada tipus hi ha subtipus amb diferents particularitats.

Les galàxies el·líptiques acostumen a ser molt grosses i massives, amb unes masses entre 100 milions i 10 bilions de vegades la massa del Sol (es tracta de les galàxies més massives de l’Univers). Com el seu nom indica tenen forma el·líptica, però pot variar molt, perquè algunes són molt allargades i altres són molt esfèriques. Acostumen a tenir estrelles velles, amb una proporció elevada de gegants vermelles; no tenen gaire gas i per tant molt poca activitat de formació estel·lar.

m87 cfhtGalàxia el·líptica

Les galàxies espirals estan formades per un nucli força compacte i esfèric, i un disc on hi apareix l’estructura espiral. A més, envoltant tot el disc hi ha un halo poc dens.

El nucli i l’halo estan formats per estrelles velles i vermelloses, molt semblant a les galàxies el·líptiques; en canvi en els braços espirals del disc les estrelles són joves i brillants, i hi ha gas i moltes nebuloses amb formació estel·lar. L’halo també és ple de cúmuls globulars, agrupacions de més o menys un milió d’estrelles, que es van formar amb la pròpia formació de la galàxia, i serien les estrelles més velles que existeixen. Aquests cúmuls globulars es distribueixen amb una simetria esfèrica al voltant del nucli de la galàxia.

Hi ha dos tipus de galàxies espirals: les espirals normals, en les quals els braços surten directament del nucli; i les espirals barrades, en les quals els braços surten dels extrems d’una barra que travessa el nucli. Sembla ser que tant els braços espirals com la barra central serien estats transitoris de la galàxia.

2003 24 ngc3370pGalàxia espiral

Les galàxies lenticulars tenen propietats entremig de les el·líptiques i les espirals, ja que tenen un nucli i un disc com les espirals, però sense l’estructura dels braços. El seu nucli és més important, respecte del disc, que en el cas de les espirals: representa el 50% de la mida total. La població estel·lar, no obstant, és similar a la de les el·líptiques: estrelles velles, gegants vermelles. El seu color, doncs, és vermellós. No tenen gaire gas. 

Les galàxies irregulars són aquelles que no tenen cap estructura ni forma definida, no tenen ni un nucli definit i presenten un aspecte caòtic. Estan formades per estrelles joves i el gas interestel·lar és abundant: entre el 10% i el 20% del total.

ngc1427a hst c86Galàxia irregular

La Via Làctia

La nostra galàxia, la Via Làctia, ens apareix en el cel com una franja blanquinosa que travessa el firmament. Creiem que es tracta d’una típica galàxia espiral, tot i que no l’hem vist mai des de fora. No està clar si es tracta d’una galàxia espiral amb quatre braços o d’una galàxia espiral barrada amb dos braços.

Vía lácteaEsquema de la Via Làctia

El seu disc té un diàmetre d’uns 100 mil anys llum i un gruix d’uns 10 mil anys llum. El Sol es troba en un dels braços espirals a uns 30 mil anys llum del centre galàctic, i triga uns 240 milions d’anys a fer una volta sencera al voltant de La Galàxia (tot i que es mou a uns 220 km/s).

Sembla ser que és una galàxia bastant massiva, i està formada entre 200 mil milions i 400 mil milions d’estrelles.

Com totes les galàxies espirals té un nucli al centre, molt difícil de veure i estudiar des de la Terra, degut a la gran quantitat de pols que hi ha en el disc galàctic. És per això que el nucli s’ha d’estudiar amb llum infraroja que pot travessar la pols i arribar fins al nucli. Gràcies a aquestes tècniques s’han estudiat les estrelles més properes al nucli i s’ha vist que hi ha un forat negre supermassiu, amb una massa d’uns 4 milions de masses solars.

Les galàxies actives

Les galàxies de les quals hem parlat fins ara són les galàxies “normals”. Hi ha però un altre tipus de galàxies a les que anomenem galàxies actives perquè el seu nucli emet molta energia en forma de radiació. Segons quin tipus de radiació es detecta històricament s’han anomenat Quasars, blazars, radiogalàxies o galàxies Seyfert.

Com hem dit abans, gairebé totes les galàxies tenen al seu centre un forat negre supermassiu. En galàxies com la Via Làctia aquest forat negre està inactiu, no s’està empassant matèria del seu voltant per la senzilla raó que ja se la va empassar tota quan es va anar formant, en una etapa inicial de la galàxia. Ara ja no li queda matèria a prop per empassar-se. Ara bé, hi ha galàxies joves que el seu forat negre es troba en ple procés d’absorció de matèria i això provoca que siguin molt actives.

Wo2Dibuix d’una galàxia activa

Quan un forat negre supermassiu s’empassa matèria, aquesta matèria forma un disc al voltant del forat negre i va caient en forma d’espiral. Tot aquest sistema produeix un intens camp magnètic que expulsa partícules carregades en dos xorros molt dirigits. Aquestes partícules carregades emeten radiació electromagnètica (raigs X, raigs gamma, ones de ràdio etc.) que podem observar. Segons sigui l’angle en què s’observa aquesta radiació, històricament s’ha parlat d’un quàsar, d’un blazar, d’una radiogalàxia o d’una galàxia Seyfert, encara que ara sabem que es tracta del mateix tipus de fenomen.