ASTROFÍSICA i COSMOLOGIA
- Com és l’Univers?
D’acord amb els coneixements més actuals, l’Univers és infinit, i per tant il·limitat. La seva densitat és molt propera a la densitat crítica (aquella que fa que la geometria de l’Univers sigui plana), que és de 10-29 g /cm³. La geometria plana (o euclidiana) és la que utilitzem habitualment en el nostre entorn. Les altres possibilitats (per ara descartades) serien que tingués geometria esfèrica o hiperbòlica. En el cas de geometria esfèrica l’Univers seria finit encara que continuaria sent illimitat. A més, com que la densitat seria superior a la densitat crítica, l’atracció gravitatòria entre els astres aturaria l’expansió i faria que l’Univers es tornés a contraure fins a col·lapsar sobre ell mateix altra vegada. En el cas de la geometria hiperbòlica l’Univers seria també infinit i il·limitat. En aquest cas la densitat seria inferior a la densitat crítica i l’expansió es frenaria però sense aturar-se mai. Un Univers amb geometria plana representa el límit entre els altres dos casos, i l’expansió s’acabaria aturant però al cap d’un temps infinit.
- Com evoluciona l’Univers?
Avui dia s’ha arribat a un acord entre la teoria i l’observació que ens permet afirmar que l’Univers va començar fa uns 14.000 milions d’anys. L’Univers va néixer a partir del que s’anomena una singularitat: un estat de temperatura i densitat infinites, on encara no existien ni l’espai, ni el temps ni les lleis de la física. Per causes no conegudes encara aquesta singularitat va començar a expandir-se i van aparèixer l’espai, el temps, la matèria, l’energia i totes les lleis de la natura. Durant els primers instants aquesta acceleració va ser inimaginablement ràpida (període inflacionari), la qual cosa va augmentar la seva mida de manera extraordinària "planxant" l’Univers i fent que adquirís la geometria plana que ara ostenta. Al començament l’Univers era una sopa calenta i lluminosa feta de partícules elementals i energia. Al cap d’uns 100 segons s’havia refredat suficient per tal que s’haguessin format les partícules que composan el nostre món: els protons i els neutrons; una part dels quals s’havien unit per formar nuclis d’heli (un 24% del total de la matèria de l’Univers) i petites quantitats de liti, berili i bor. Durant 300.000 anys es va anar expandint i refredant fins a uns 10.000 graus. En aquest moment els protons i els electrons es van recombinar per donar àtoms d’hidrogen. Això va ocasionar que a partir d’aquell moment la materia i l’energia deixessin d’interaccionar i cadascuna evolucionés pel seu compte. L’Univers es va fer fosc i transparent.
Durant uns mil milions d’anys l’Univers no era altra cosa que una boira d’hidrogen i d’heli que s’anava expandint i refredant. A partir d’aquest moment petites parts d’aquesta boira de gas van comprimir-se sota el seu propi pes i van donar origen a les primeres estrelles: la llum va tornar a l’Univers. Paral·lelament, boires de gas de mides mitjanes s’anaven unint per donar les primeres galàxies. Aquest procés ha continuat fins a donar l’estat actual de l’Univers, en el qual les galàxies tenen tendència a fusionar-se per donar objectes cada vegada més grans. La temperatura actual de l’Univers és de només 3K (270 graus centígrads sota zero). L’Univers continua expandint-se i d’acord amb els coneixements actuals aquesta expansió continuarà indefinidament. Les galàxies continuaran fusionant-se, de manera que només en quedaran unes quantes de molt grans, les estrelles evolucionaran i moriran, la temperatura baixarà fins a 0 K: serà la mort tèrmica de l’Univers.
- Com evolucionen les estrelles?
Les estrelles es formen quan petites parts de les boires de gas i pols que hi ha a l’Univers (les nebuloses) es concentren sota els efectes del seu propi pes i s’escalfen. Quan la temperatura central arriba als 15.000.000 de graus, l’hidrogen fusiona termonuclearment per donar heli. Això genera una font d’energia que és capaç d’aturar la compressió de la protoestrella: en aquest moment es diu que ha nascut l’estrella.
A partir d’aquest moment el destí de l’estrella depèn de la seva massa. A les estrelles de massa similar al Sol, les parts centrals es tornaran a comprimir i a escalfar quan s’hi acabi l’hidrogen. Aleshores a partir de l’heli (les cendres de les reaccions termonuclears de fusió de l’hidrogen) se sintetitzaran el carboni i l’oxigen. Aquesta font extra d’energia farà que l’estrella s’expandeixi, convertint-se en una estrella gegant vermella. Finalment, les capes més externes s’escaparan de l’estrella (fase de nebulosa planetaria) i el nucli d’heli, carboni i oxigen despullat (enana blanca) s’anirà refredenat fins a apagar-se completament (enana negra).
Les estrelles de masses superiors són capaces de continuar aquest procés de compressió i reescalfament, utilitzant les cendres de les reaccions termonuclears anteriors com a combustible per a sintetitzar nous elements. Les de masses superiors a unes 20 vegades la massa de Sol, són capaces de arribar fins a sintetitzar un nucli de ferro. A partir d’aquest moment exploten com a supernoves.
- Què és una estrella supernova?
Tal com hem dit a la pregunta anterior són el final de les estrelles de gran massa. Quan s’ha generat el nucli de ferro, el procés de síntesi d’elements cada vegada més pesants no pot continuar, ja que a partir d’aquest moment les reaccions de fusió termonuclear absorbeixen energia en lloc de produir-ne. Això fa que el nucli de l’estrella es refredi de cop, i es comprimeixi violentament fins a adquirir la densitat del nucli atòmic. La resta de l’estrella cau sobre aquest nucli extremadament dur, rebota i surt depedida violentament cap a l’espai. Al final només queda el nucli comprimit de l’estrella (una estrella de neutrons que té una mida de només uns 15 km, o bé un forat negre, segons que la massa de l’estrella inicial sigui més o menys gran). A les capes en expansió, se sintetitzen els elements superiors al ferro. Les explosions de supernova són un dels fenòmens més energètics de l’Univers. També són la causa de l’evolució química de l’Univers, ja que introdueixen a l’espai els elements químics produits per l’estrella mateixa. Tots els elements químics que componen el nostre planeta (excepte l’hidrogen i l’heli) van ser sintetitzats per generacions d’estrelles anteriors al Sol, que van explotar com a supernoves.
- Què és un forat negre?
Un forat negre es forma quan una massa es comprimeix (per causa d’una gran acumulació de matèria, o en una explosió de supernova) de manera tal que la seva mida es fa més petita que l’anomenat Radi d’Schwarchild (per a la massa del Sol, aquest radi és de només 3 km). Aleshores, res pot aturar la compressió i la massa s’acumula en un punt de densitat infinita. La intensitat de la força de la gravetat al voltant d’una massa tant comprimida és extraordinàriament intensa, de manera que tot el que hi ha dins el Radi d’Schwarchild no pot escapar i acaba caient cap al centre. Ni tant solament la llum pot sortir-ne. Qualsevol cosa que hi hagi a prop, i tingui la desgràcia de travessar el radi, no podrà tornar a sortir-ne.
