dimarts, de maig 06, 2008

Distàncies i pulsacions

L’Univers és un indret estrany, però en ocasions ha sigut generós amb els astrònoms i els ha fet algun regal impagable. Ara ja coneixem moltes coses de l’espai, però durant molts segles, els estels eren simples puntets de llum que brillaven allà dalt i pels que no hi havia cap explicació. Aparentment semblaven guspires de llum situades en una gran i inabastable cúpula que cobria el cel. Tant segurs estaven que allò havia de ser una superfície sòlida que la mateixa paraula firmament deriva de “ferm”.

Però a mida que l’astronomia creixia com a ciència la visió va anar canviant. Es va comprendre que aquells puntets eren Sols com el nostre i amb l’ajut de medis cada vegada més potents es va descobrir que totes les estrelles que veiem a ull nu formen part de la nostra galàxia, però que també hi ha altres galàxies increïblement llunyanes. Tan grans eren les distàncies que es consideraven “universos illa”. Com si cada galàxia fos un univers en si mateix.

Poc a poc es van anar coneixent millor les estrelles, la seva vida, els seus orígens i la llum que emetien. Però un problema resultava empipador. Si mirem dues estrelles i una es veu més brillant que l’altre, no podem saber si és perquè realment brilla més o simplement és perquè està situada més a prop. I és que no hi havia manera de calcular les distàncies entre estrelles. No cal dir ja les de les galàxies.

Però aquí és on l’Univers va ser generós i va crear unes estrelles que serveixen com a marcadors de distàncies. Uns estels que durant molt temps es consideraven una curiositat i prou. Les variables cefeides.

El nom és per Delta Cephei, (estrella delta de la constel·lació de Cefeu) una de les primeres que es va descriure. Resulta que si observem aquesta estrella atentament, notarem que la seva brillantor aparent va variant de manera cíclica. El canvi és prou important com per notar-ho a simple vista, de magnitud 3,5 fins a 4,3. I el ritme és molt exacte. Arriba al màxim cada cinc dies, vuit hores, quaranta set minuts i trenta-dos segons. Després es van descobrir estels semblants, cada un amb el seu ritme i canvi de lluminositat particulars. Com que la llum variava i com que la primera va ser Delta Cephei, es van conèixer amb el nom de variables cefeides.

Però a principis del segle XX, una astrònoma, l’Henrietta Leavitt va mirar amb més detall les variables cefeides d’una petita galàxia companya de la Via Làctia, el Núvol de Magallanes. I aleshores va notar un fet molt curiós. Hi havia una correlació fantàstica entre la brillantor aparent de cada cefeida i el ritme al que aquesta oscil·lava. Com més brillant era l'estrella, més de pressa variava la lluminositat.

La gràcia era que encara que de les estrelles de la nostra galàxia no en coneixem les distàncies, les de la galàxia veïna podem considerar que totes estan igual de lluny. Igual que puc dir que tots els habitants de Tòquio estan pràcticament a la mateixa distancia de casa meva, cosa que no puc fer amb els habitants de Barcelona. La gràcia és que Tòquio és tan lluny que un quilòmetre de més o de menys no té importància.

Doncs l’Henrietta Leavitt es va adonar que havia trobat una manera de calcular les distàncies de les cefeides. Si mirem dues cefeides que tinguin el mateix ritme sabrem que brillen igual, de manera que si una ens sembla més brillant això vol dir que està més propera. I el que és més, podem saber exactament quantes vegades més propera. Aquelles estrelles polsants havien passat a ser marcadors de distàncies. De manera que els astrònoms van girar els ulls de nou a la nostra galàxia, van analitzar les cefeides que hi havia i van poder fer un mapa de distàncies relatives. Ja només calia conèixer la distància d'una d'elles i podríem calcular tota la resta.

No va ser fins principis del segle XX que en Harlow Shapley va poder estimar la distància absoluta d’alguna cefeida. Aleshores i com que ja en coneixia les distàncies relatives va poder fer la primera mesura de la mida de la galàxia i les distàncies d’altres galàxies llunyanes. Cal dir que les seves dades no van ser massa correctes i va sobreestimar molt la mida de la Via làctia. Semblava que ens trobàvem dins la galàxia més gran de l’Univers, però simplement passava que les seves dades no eren prou exactes.

Amb el temps, els errors es van anar identificant i corregint. I ara, gràcies a les pulsacions rítmiques d’unes estrelles escampades aquí i allà, hem pogut mesurar les distàncies estel·lars.

5 comentaris :

Carquinyol ha dit...

M'agraden aquest mecanismes de aconseguir de forma indirecta allò que es vol aprofitant propietats que, aparentment, no eren gaire útils. Em recorda a programar.

Dan ha dit...

Hi ha temes que, o bé poses imaginació, o no hi ha manera d'avançar.

moz ha dit...

No acabo d'entendre el pas de com més brilla una estrella més ràpid varia la seva brillantor a poder dir que si una cefeida brilla més que una altra està més propera. Si els cicles són tant exactes no n'hi haurà cap d'igual, no? O ho he entès malament?

Àlex ha dit...

No t'en aniràs a dormir sense aprendre una cosa nova...

Dan ha dit...

moz. La clau es que com que coneixem la relació ritme - lluminositat, conèixer el el ritme es equivalent a conèixer la brillantor real de l'estrella. Aleshores podem corregir la brillantor aparent, que està condicionada per la distancia. Per això si veiem que dos estels tenen pràcticament igual ritme, sabem que han de tenir igual lluminositat. I si no les veiem iguals és per la diferencia de distancia fins a nosaltres.

àlex. Això diuen.