Fonaments d'Astrofísica Pràctica
1995/11/01 Sarasola Manech, Julen Iturria: Elhuyar aldizkaria
Seguint el mateix raonament, l'Astronomia de Posició és un camp que estudia la posició relativa, el desplaçament, l'òrbita i la velocitat dels astres com a estructures lumíniques.
Tots ells comencen per l'observació dels astres. Els éssers humans de la Història Prèvia només percebien punts de llum en el cel (la lluna i el sol eren les úniques excepcions, però en aquests casos també es consideraven discos lluminosos). Així, l'astronomia de posició va ser la primera a gestar-se i en això es van basar les primeres recerques sobre les mesures de l'univers: grandària de la Terra, de la Lluna, distància de la Terra a la Lluna, distància a Mart, distància al Sol i la seva grandària, etc. També van començar a conèixer-se el període de gir i les diferents velocitats d'aquests astres.
Per a poder fer tot això bastava amb mesurar en un moment donat diferents posicions i canvis de posició al llarg de les constel·lacions. Per a això dirigien els seus quadrants, astrolabis i ballestes astronòmiques cap al punt més lluminós. Els càlculs així realitzats eren purament matemàtics i geomètrics, ja que la posició i el temps eren els únics paràmetres. Fora d'això no hi havia certesa i la natació era l'única via: per què tan a prop o tan lluny? per què aquesta velocitat? quines matèries són? d'on vénen la llum, el color i l'energia? hi ha vida?
L'arribada de la revolució
XVII. En el segle XVIII es va començar a utilitzar el telescopi. En el segle XVIII es va produir el descobriment de l'espectre lumínic. Aquests dos fets són el reflex de l'espectacular desenvolupament de la ciència, ja que en física, química i matemàtiques, com ara els càlculs diferencials, donant una alternativa a la geometria, es van produir enmig de la florida que es va produir en aquesta època. Per tot això, l'astronomia va aconseguir un gran avanç i es va aconseguir donar resposta científica a les preguntes plantejades en l'era clàssica. Per a això calia canviar el concepte d'astres.
De suposar punts de llum purs, va arribar a reconèixer-se com a objectes d'estructura interna tridimensional. Per a dur a terme la recerca, els astres havien de ser estudiats el més a prop possible (utilitzant el telescopi), i sent l'única informació objectiva transmesa per aquests objectes la seva llum, era necessari realitzar una anàlisi detallada d'aquesta, descomponent la llum i procedint a realitzar mesuraments precisos (espectre). Aquí està el deure de l'astrofísica.
Observant les taques del sol
El Sol és l'estrella més pròxima a nosaltres i per tant la més brillant davant els nostres ulls. En qualsevol cas, el Sol és una estrella corrent i els resultats que es poden obtenir del seu estudi també es poden utilitzar per a conèixer la resta d'estrelles.
L'univers està estructurat en galàxies i en cadascuna d'elles es considera un sistema d'estrelles de mil milions. Per tant, en analitzar el Sol, estrella del nostre sistema, l'estructura de l'univers (cosmologia), el seu origen i el seu futur (cosmogonia) seran també els nostres estudis.
El desenvolupament de l'astrofísica va partir de la recerca del Sol. Sent l'estrella més pròxima a nosaltres, tenim molta informació sobre el Sol. No obstant això, són moltes les preguntes que encara queden per respondre (producció de neutrins, “assolellament”, influència de les taques sobre la Terra, canvis de radiació, etc.), per la qual cosa es pot afirmar que aquesta gegantesca bola de foc continua sent misteriosa.
Partim de l'observació de les taques que es produeixen, desenvolupen i desapareixen en la fotosfera del Sol. La naturalesa d'aquestes taques és coneguda: Són zones de l'ordre de 4.000 K i com en la fotosfera del Sol existeix una temperatura aproximada de 6.000 K, es presenten davant els nostres ulls com “més freds” o com a negres.
En astrofísica es considera que existeix una relació directa entre les variacions del camp magnètic del Sol i les taques. De fet, podríem pensar que el Sol és una gegantesca dinamo i que en estar la matèria ionitzada i degenerada a altes pressions, densitats i temperatures, a causa del moviment giratori del Sol, aquestes càrregues creen un camp magnètic.
No obstant això, les taques neixen, evolucionen i desapareixen. Presenten diferents estructures i ens donen una clara demostració que la nostra estrella gira a través del disc solar. És més, a pesar que cada dia és molt variable, el nombre de taques defineix un període de temps concret i es creu que té una influència notable sobre els episodis de calor i fred en la Terra.
Per a l'observació, amb uns bons telescopis o prismàtics, projectarem la imatge del Sol sobre un paper. Mai miris directament des de l'ocular perquè ens cremaríem l'ull! ... Utilitzarem un CCD o càmera de vídeo, però en aquest pas també és necessari prendre mesures de protecció: per a evitar que es danyin els píxels, realitzarem un enregistrament incorrecte o projecció o col·locarem un filtre davant. Aquestes imatges les guardarem, ja que després ens ajudaran a realitzar nombrosos estudis en el magnetoscopi.
Renovant l'espectre solar
Encara que pot pensar-se el contrari, la informació que podem obtenir de la llum visible és molt més precisa que la que podem obtenir de les taques de la fotosfera del Sol. Si aconseguim descompondre aquesta llum “blanca”, descobrirem que la nostra estrella està formada per zones d'alta pressió i temperatura que no veiem i que té una fotosfera visible, és a dir, una atmosfera freda i gairebé buida.
La primera és una zona compacta que proporciona un espectre continu, com el fil de llum incandescent d'una bombeta. La segona és la fotosfera gasosa i freda, que filtra alguns colors lineals de certes energies de l'espectre que no veiem de per si mateix, línies no sensibles a la seva composició química. A més, els vius colors emesos en l'espectre continu proporcionen informació directa sobre la temperatura de la fotosfera.
Entre les dades que podem extreure de l'estudi de l'espectre en pot ràpid destaquen l'estructura de les estrelles (zona i atmosfera), la temperatura de la fotosfera (uns 6.000 K) i la seva composició química (entre altres, els components freds que absorbeixen energia: Ca, Fe, H, Mg, He, Na, etc.).
Si després volem mesurar, cal observar l'espectre i per a això s'utilitzen els espectroscopis. El model que presentem a continuació és el dissenyat a Euskal Herria, barat i de gran qualitat. Per a la seva creació cal retallar la vuitena part d'un disc compacte (CD) i, com s'indica en la imatge, ficar-ho en una gran caixa de poxpolos pintats de negre, afegir-ho i obrirem una petita taquilla en la tapa situada sobre ell. L'últim pas és obrir una petita ranura, ja que l'última és dirigir-la cap al Sol.
El CD difracta els fotons de diferents longituds d'ona i energies amb llum blanca, és a dir, els dispara en totes les direccions; a continuació, les ones del mateix color s'interfereixen entre si (constructivament i destructivament), mostrant de manera discontínua un color intens en determinades direccions. Al mateix temps, la resta de colors segueixen el mateix camí i apareixen de manera discontínua uns espectres continus.
El primer senyal que no es desvia és la blanca i la més viva; després i després d'una interferència destructiva, arriba el primer espectre i de manera discontínua la resta, cada vegada més febles i separats. Els que no apareixeran són fotons absorbits pels components químics de la fotosfera.
Gai honi buruzko eduki gehiago
Elhuyarrek garatutako teknologia
