A la descoberta de l’Univers

Una mirada de conjunt

La nostra Terra és un cos minúscul perdut en la immensitat còsmica, des d’on els éssers humans contemplem l’univers que ens envolta. Però és un punt d’observació que, certament, ens permet una visió molt parcial i inadequada d’aquest univers que és al nostre voltant. Un observador terrestre aconsegueix copsar amb la mirada una part infinitesimal de tot el conjunt, i la imatge que n’obté és falsejada per la perspectiva i per la il·lusió que tots els cossos que veu estan disposats sobre una superfície esfèrica (la volta celeste) d’un radi que ens sembla inabastable, encara que aparentment definit. En aquesta esfera, que fa l’efecte d’abraçar espais infinits en un mantell tranquil·litzador, percebem en una nit serena milers i milers d’estels lluminosos i immòbils, que brillen i es mantenen invariables en la seva posició, animats solament per un moviment aparent (atribuïble, en realitat, a la rotació terrestre) que els fa "viatjar" tots alhora d’orient a occident en un itinerari que es repeteix cada nit. És el mateix moviment aparent que afecta també el Sol, i que determina el cicle altern del dia i la nit.

L’univers

Els astrònoms antics parlaven d’estrelles fixes i les contraposaven als planetes, que en canvi es desplaçaven clarament per la volta celeste, de la mateixa manera que ho feien el Sol, la Lluna i els misteriosos i inquietants cometes, tots ells cossos propers a nosaltres en comparació als estels fixos del fons. I ja els antics van definir també les constel·lacions imaginant fantàstiques figures formades per la unió dels punts que els estels formaven en zones determinades del cel. Són els mateixos estels i les mateixes constel·lacions que veiem avui, com si res no hagués canviat: Pegàs, el Cigne, els Bessons, Taure, l’Óssa Major i l’Óssa Menor amb l’estrella Polar... Ens sembla que irradien la mateixa llum des de la mateixa posició al cel, avui com ahir i com demà, i ens suggereixen així una idea d’immutabilitat que en un cert sentit ens tranquil·litza. En efecte, el paisatge nocturn, misteriós i distant, però alhora familiar en la seva fixesa, no pot ser sinó tranquil·litzador per als éssers humans, delerosos de considerar-se en una situació segura en l’espai i el temps. La impressió que se’n deriva és la d’una continuïtat en el temps passat i futur (univers etern) i d’un espai protector i alhora il·limitat (univers infinit).

És per això que en un temps recent, i amb un cert desassossec, hem sabut pels científics que l’univers no és immòbil ni etern i potser ni tan sols és infinit. Però, superat el primer estupor, la nova imatge del cosmos ens sembla fins i tot encara més fascinant que la tradicional.

El primer descobriment que va posar en dubte l’estaticisme i la infinitud de l’univers va ser el moviment dels estels. Gràcies a un fenomen físic anomenat efecte doppler —pel qual si una font de llum s’allunya del qui l’està observant, el seu espectre lluminós vira cap al vermell (vegeu "L’espectre estel·lar")—, els científics van descobrir que totes les galàxies s’estan allunyant de la Terra, i també s’estan distanciant entre elles. I això vol dir que s’estan dispersant per l’espai.

Així que els científics van adonar-se que les galàxies s’allunyaven, van començar a preguntar-se cap on anaven. Estudiant la trajectòria del seu moviment, van veure que totes s’allunyaven entre elles. Però un fet encara més estrany va ser descobert quan es van plantejar, amb tota lògica, la pregunta següent: d’on vénen? Si es prolonguen enrere les trajectòries galàctiques, sembla com si en un moment molt llunyà del passat tota la matèria de l’univers es trobés junta i comprimida. Llavors, tot l’univers es reduïa a un punt. Això significa que, en una època remotíssima (fa uns 10 o 20 mil milions d’anys, segons càlculs basats en la velocitat del moviment de les galàxies), tots els cossos celestes estaven concentrats en un sol punt, i que després van començar a dispersar-se en totes direccions com si una gran explosió hagués trencat aquell estrany "objecte" que contenia tota la matèria del cosmos i n’hagués escampat els fragments en totes direccions. Aquest esclat inicial de l’univers és anomenat amb el terme anglès Big Bang o la "gran explosió" (ens deturarem més llargament en la teoria cosmològica del Big Bang a "Breu història de l’univers").

Una poderosa indicació del fet que el Big Bang va esdevenir-se realment s’ha obtingut fa pocs anys, de manera inesperada. El 1965, dos científics nord-americans, Arno Penzias i Robert Wilson, guardonats el 1978 amb el premi Nobel de física, portaven a terme investigacions als laboratoris de la Bell Telephone Company per tal de determinar l’energia que arribava a la Terra des de certes radiofonts. Sense haver-s’ho proposat van acabar identificant una radiació que no procedia de cap objecte i que inundava tot l’espai en totes direccions. Era la radiació electromagnètica, resultant dels processos que van tenir lloc poc després del Big Bang. Aquesta anomenada "radiació de fons" havia estat predita el 1949 per George Gamow.

Ara podem comprendre per què l’univers, com dèiem al començament, no és etern si mirem cap al passat. I no ho és perquè va tenir un començament, en el moment del Big Bang. És usual que aleshores ens formulem mentalment algunes preguntes inquietants. Si l’univers no és etern, què hi havia abans? I què hi haurà després? I, a més, si no és infinit, què hi ha més enllà dels seus confins remots? I encara: ¿l’univers continuarà expandint-se sempre, essent allò que la ciència anomena un "univers obert", o bé arribarà un moment en què l’atracció exercida per la força de la gravetat prevaldrà i aconseguirà interrompre aquesta expansió, i aleshores l’univers començarà a contreure’s i arribarà a col·lapsar-se totalment en un punt, segons el model d’"univers tancat"? Són preguntes difícils, per a les quals encara no tenim cap resposta completa i exhaustiva (tractarem de manera més aprofundida aquests temes en la "Breu història de l’univers"). D’altra banda, arribats a aquest nivell de complexitat, el problema ja no afecta només les ciències exactes, com l’astronomia i la física, sinó que també té repercussions per a la filosofia, la religió i els principis mateixos del pensament humà.

Les distàncies en l’univers

Entre Barcelona i Alacant hi ha una bona distància. Són uns 500 quilòmetres, que es poden fer en unes cinc hores (a banda de les parades per a descansar i posar benzina) gairebé sempre per autopista. Però si amb el mateix cotxe poguéssim viatjar a la Lluna per una carretera recta imaginària, trigaríem si fa no fa 3 800 hores, que vol dir ni més ni menys que 158 dies (més de 5 mesos). Amb aquest mitjà de transport, quedaria fora del nostre abast un viatge al Sol, ja que tardaríem aproximadament 1 500 000 hores a arribar al nostre estel, és a dir, 62 500 dies o 2 083 mesos o uns 173 anys i mig.

Aquests exemples ens donen una idea de les enormes distàncies amb què hem d’haver-nos-les quan es decideix explorar l’espai celeste. És un problema fins i tot escriure els números que representen aquestes distàncies, de tan llargs com són. Solament la distància mitjana de la Terra al Sol (que, com veurem, en la immensitat dels espais interestel·lars és gairebé insignificant), escrita en quilòmetres, ocupa nou xifres, ja que parlem de 149 680 000 km. Com es poden salvar aquestes dificultats? Els astrònoms han ideat algunes solucions, com és la introducció d’unitats especials de mesura: la unitat astronòmica, l’any llum i el parsec.

La unitat astronòmica (indicada sovint amb la sigla UA) equival a la distància mitjana entre la Terra i el Sol, és a dir, és igual a 149 680 000 km. Per tant, gràcies a una senzilla operació, una distància, per exemple, de mil milions de quilòmetres és expressable en unitats astronòmiques amb el nombre 6,68, que és el resultat de dividir 1 000 000 000 entre 149 680 000, això és, 6,68 UA.

L’any llum (abreviat a vegades amb la sigla AL) representa una distància encara més gran, ja que es tracta de la distància que recorre la llum en tot un any. Com que la llum viatja a l’esfereïdora velocitat de gairebé 300 000 km per segon, amb una sèrie de multiplicacions i divisions, sabrem que 1 any llum equival aproximadament a 9 bilions 500 mil milions de quilòmetres. Una quantitat gairebé inimaginable per a la nostra concepció terrestre, acostumats com estem a pensar com a màxim en milers de quilòmetres. Tot i això, ben aviat ens habituarem a parlar d’estrelles situades a desenes, centenars o milers d’anys llum de nosaltres i de galàxies farcides d’estrelles a milions i milions d’anys llum.

Encara ens falta parlar del parsec (el símbol del qual és pc), que equival a una distància de 30 bilions 874 mil milions de quilòmetres, és a dir, a 3,263 anys llum.

Les tres unitats de longitud que acabem d’esmentar es poden emprar indistintament, com sigui més còmode i segons la distància de l’objecte que considerem. Per posar un exemple proper, podem indicar de les tres maneres possibles la distància que separa la Terra de l’estrella més propera a nosaltres, tret del Sol, és a dir, Alfa del Centaure, que és a 271 445 UA o bé a 4,29 AL o bé a 1,314 pc. Estalviem-nos la xifra en quilòmetres.

Instruments per a l’observació astronòmica

El moviment aparent (línia superior) d’un planeta és el resultat del seu desplaçament real (línia central) i de les diverses posicions en què és vist de la Terra estant (línia inferior)

No tots els cossos celestes que poblen els immensos espais de l’univers són iguals. Hi ha les estrelles, que constitueixen la gran majoria dels puntets lluminosos que es poden observar al cel les nits serenes. Els estels s’apleguen en galàxies, que són cúmuls de milions d’astres. A més, hi trobem planetes, satèl·lits, asteroides i meteorits, cometes i més cossos celestes encara. Mentre que els estels són enormes globus de gas incandescent, que brillen amb llum pròpia a causa de l’elevadíssima temperatura, els planetes i els satèl·lits tenen temperatures molt més baixes i només poden reflectir la llum irradiada per altres cossos lluminosos, però no n’emeten de pròpia.

A simple vista es poden veure unes 6 000-7 000 estrelles, que per la seva disposició aparent en l’espai, és a dir, des del nostre punt de vista, sense tenir en compte les distàncies reals existents, semblen reunides en grups que formen les constel·lacions: l’Óssa Major (o el Carro Gran), l’Óssa Menor (o el Carro Petit), amb l’estrella Polar que assenyala el nord, el Centaure, el Ca Major, Orió, les constel·lacions del zodíac..., noms poètics que es conserven des de l’antiguitat.

Però, gràcies als instruments òptics pensats per a les observacions astronòmiques, que han estat perfeccionats pels científics al llarg del temps, el nombre d’estels observables augmenta grandiosament. Ja a les acaballes del segle XIX havien estat identificades i catalogades més de 300 000 estrelles, i el nombre augmenta contínuament gràcies als telescopis cada vegada més potents i més perfectes que permeten observacions celestes cada cop més llunyanes. Podem considerar que els estels existents a l’univers són milers de milions de milions, un nombre increïble respecte del qual el de les estrelles conegudes gairebé sembla insignificant.

Instruments òptics..., telescopis..., certament, si l’ésser humà s’hagués hagut de refiar només dels seus ulls per explorar el cel, ara tindríem ben poca cosa a dir, ja que, per més grans que siguin els planetes i els estels, les enormes distàncies de l’univers n’impedirien l’estudi seriós i aprofundit. Per dir-ho breument (i remetent per a una explicació més detallada a "Ones, sons i llum"), els telescopis i els seus "germans petits", els llargavistes i els binocles, són instruments que permeten engrandir enormement els objectes allunyats. Per tant, són ideals per a observar els cossos celestes. Tenen aquesta propietat perquè disposen d’un cert nombre de lents (sistemes diòptrics o refractius) o de miralls (sistemes catadiòptrics o reflectors). Els primers són els anomenats comunament ulleres astronòmiques, i els darrers, els veritables telescopis.

Un bon telescopi ha de tenir essencialment dues qualitats, que són també les característiques principals que persegueix l’estudiós o l’afeccionat. D’una banda, ha d’augmentar molt, ja que com més augmenta més objectes llunyans i els seus detalls es poden observar; i, de l’altra, ha de ser molt "lluminós", és a dir, capaç de distingir estels molt febles. Els raigs de llum són recollits i conduïts en l’instrument per un mirall còncau adequat (com més gran sigui el diàmetre del mirall, més potent és el telescopi). Per donar una idea de les dimensions i de la complexitat dels telescopis emprats en els observatoris més importants, recordem que el més gran en termes absoluts que funciona actualment, construït per a l’observatori astronòmic de Zelencuk al Caucas, té un diàmetre de 6 m. El famós telescopi de Mount Palomar, a Califòrnia, en servei des del 1950, té un diàmetre d’una mica més de 5 m.

Amb tot, cal notar que construir miralls d’aquestes dimensions i, sobretot, amb l’elevadíssima precisió necessària per a aquesta mena d’aparells és tan difícil i costós que els últims anys s’ha preferit construir sovint miralls més petits (d’uns 4 m de diàmetre), muntats després en telescopis instal·lats a grans altituds per a poder gaudir d’una atmosfera al més neta i transparent possible i, per tant, d’una imatge més nítida del cel.

Els instruments òptics de què hem parlat fins ara es basen en l’observació dels raigs lluminosos procedents dels cossos celestes, és a dir, d’aquelles radiacions electromagnètiques que són perceptibles per la vista. La capacitat d’aquests instruments ha estat augmentada gràcies a la seva utilització a cotes altes o als satèl·lits artificials i les naus espacials que actuen fora de l’atmosfera terrestre. El 1990, amb la posada en òrbita del primer telescopi espacial, anomenat Hubble Space Telescope, es va fer un pas gegantí per eliminar les interferències que causa l’atmosfera en l’observació dels astres.

Recentment també s’han construït instruments capaços de recollir i analitzar les radiacions electromagnètiques invisibles com raigs gamma, raigs X, infraroigs, ultraviolats o ones de ràdio (vegeu també "L’espectre estel·lar").

El sistema solar

Representació a "escala urbana" de les òrbites dels nou planetes del sistema solar. El Sol és situat a la plaça del Sol, al barri de Gràcia, a Barcelona, mentre Plutó, el planeta més llunyà, "orbita" per la plaça d’Urquinaona, a uns 5 900 milions de quilòmetres de distància. Suposant que el Sol tingués el diàmetre d’una pilota de bàsquet, Júpiter, el més gran de tots els planetes del sistema solar, seria si fa no fa com una cirera i al Terra fóra com un granet de sorra d’uns 3 mm

El nostre viatge d’exploració per l’espai comença per l’estrella que tenim més a prop, el Sol, i pels nou planetes que, fidels i gregaris, giren al seu voltant. Per ordre de proximitat al Sol, els planetes són: Mercuri, Venus, la Terra, Mart, Júpiter, Saturn, Urà, Neptú i Plutó. Els cinc primers, a més de la Terra, ja eren coneguts dels grecs antics, els quals van observar que, sobre el fons de milers d’estels aparentment immòbils (el cel dels estels fixos), alguns astres es movien contínuament: per això els van anomenar "planetai" és a dir, errants.

Il·lustrarem més endavant (vegeu "El naixement del sistema solar") la teoria avui prevalent sobre la formació del sistema solar. Aquí ens limitarem a afirmar que els planetes es van formar en l’àmbit de la mateixa nebulosa de la qual es va originar el Sol.

El Sol

Des de sempre, el Sol, per la gran lluminositat, les dimensions i la importància fonamental que té per a la vida a la Terra, ha suscitat l’interès dels científics i ha despertat la fantasia de molta altra gent. Els pobles antics el veneraven com una divinitat, de vegades l’única o la més important, i era adorat com la font de tota forma de vida; encara que, des d’un punt de vista científic, no se’n sabia pràcticament res.

Per a nosaltres, avui, és diferent. La recerca astronòmica ha ofert un coneixement cada cop més aprofundit d’aquesta estrella, començant per la constatació que el fet que ens sembli tan gran no és perquè ho sigui en termes absoluts —respecte a moltes altres estrelles, el Sol és molt petit—, sinó perquè és a prop nostre, molt més a la vora que les altres estrelles. Aquesta proximitat ens permet gaudir tan intensament dels beneficis que ens ofereix la seva llum i la seva escalfor irradiades a l’espai.

Quadre 1.1 Característiques principals del Sol

ECSA

El quadre 1.1 adjunt recull algunes de les dades físiques principals del Sol. Es pot afegir que el seu diàmetre és unes 109 vegades el diàmetre terrestre, que el seu volum es correspon amb el del nostre planeta multiplicat per 1 300 000 i que la seva massa, que constitueix més del 99 per cent de tota la massa del sistema solar, equival a 330 000 vegades la massa terrestre.

En altres paraules, si la Terra fos una piloteta d’1 cm de diàmetre, el Sol seria una esfera de més d’1 m de diàmetre! Una altra constatació sorprenent és que el sistema Terra-Lluna cabria balderament dins l’esfera solar, malgrat que el nostre planeta i el seu satèl·lit distin 384 000 km ben bons. La força de gravetat a la superfície solar, és a dir, la força amb què tots els cossos són atrets cap al seu centre, equival a 28 vegades la força de gravetat terrestre. Així, una persona adulta de complexió normal, al Sol, hi pesaria dues tones.

De què és fet el Sol?

El Sol és una gegantina central termonuclear on enormes quantitats d’hidrogen es transformen ininterrompudament en heli. A la part central, el nucli, s’assoleixen temperatures i pressions elevadíssimes.

ECSA

Com totes les estrelles també el nostre astre funciona com una gegantina central termonuclear alimentada per la reacció de transformació de l’hidrogen en heli, atès que emet grans quantitats d’energia que nosaltres rebem en forma de llum visible i altres radiacions (vegeu també "L’espectre estel·lar"). Reprendrem aquest punt més endavant, en el capítol dedicat a les estrelles, on, a través del coneixement de les diferents fases de la vida d’aquests cossos celestes, comprendrem els complexos fenòmens físics i químics que han portat al naixement del Sol i que, d’aquí a milers de milions d’anys, en causaran la "mort".

Però ara fem un cop d’ull al nostre astre per intentar entendre com és fet. És del tot fantasiós pensar que un ésser viu pugui trepitjar alguna vegada la nostra estrella, ja que el Sol és constituït sobretot de matèria en estat gasós i per tant no té una superfície sòlida on afermar el peu. A més, la temperatura hi és terriblement alta (uns 5 600-6 00°C a la superfície, i es creu que al centre s’assoleixen els 20 milions de graus).

Els estudis realitzats amb instruments adequats han evidenciat que el Sol no és una esfera homogènia, sinó que pot ser considerat una successió de capes si fa no fa concèntriques, encastades les unes en les altres. La part més externa s’anomena atmosfera solar i està subdividida, de dins enfora, en tres faixes, que són la fotosfera, la cromosfera i la corona.

La fotosfera, que en la pràctica és la superfície que veiem, és formada per gasos incandescents i té potser alguns centenars de quilòmetres de gruix. Molts dels elements químics presents a la Terra s’han trobat també aquí; però, naturalment, en forma de gas a causa de les elevadíssimes temperatures.

La cromosfera, que és una capa també gasosa, però de diversos milers de quilòmetres de gruix (fa gairebé el diàmetre terrestre), és constituïda predominantment per hidrogen i heli. Aquí es donen els fenòmens especials coneguts com a protuberàncies, és a dir, gegantines erupcions de gas incandescent que s’eleven a desenes de milers de quilòmetres i es dissolen en l’espai o, més sovint, retornen a la cromosfera després d’haver format capriciosos arcs lluminosos. La corona, menys lluminosa tot i que molt més calenta que les capes interiors, és molt més enrarida i, per tant, no té una forma definida.

A l’interior de l’atmosfera solar trobem el nucli, la matèria del qual presenta unes condicions físiques inconcebibles per a nosaltres, sia per les temperatures espantosament elevades (milions de graus) sia per les grans pressions a què està subjecta.

Les taques solars

Gràfic que indica el cicle de l’activitat solar, avaluat segons el nombre de taques solars.

ECSA

Tornem per un moment a la fotosfera o, encara millor, observem-la amb un telescopi adequat. Ens adonarem que la superfície no és homogènia ni uniforme, sinó granulosa i interrompuda per taques més clares i més fosques. Això ho van observar per primera vegada Galileu i els astrònoms alemanys Cristoph Scheiner i David Fabricius al començament del segle XVII. Sembla que cadascuna de les granulacions de la superfície solar té un diàmetre real d’uns 300 km i que és el cim d’enormes columnes de gasos incandescents procedents dels estrats inferiors. En aquestes granulacions a vegades són visibles unes àrees més brillants i calentes, les espícules. Però a la fotosfera hi ha sobretot taques més fosques, en certs casos tan grans que es poden observar a simple vista i que teòricament podrien contenir la Terra. Són les taques solars, potser immensos cràters on es formarien remolins vertiginosos de matèria més "freda" (4 800-5 000°C) cap als estrats inferiors del Sol. Com a estructures en contínua evolució, les taques es transformen incessantment i canvien d’aspecte, forma i nombre. Les taques són els centres d’activitat solar més aparents i la seu d’intensos camps magnètics.

Una baldufa incandescent

Fou precisament l’observació repetida de les taques solars que va permetre a Galileu fer palès que el Sol gira sobre ell mateix. L’astre empra 25 dies, 4 hores i 29 minuts per a fer una rotació completa. Les taques solars es desplacen pel disc solar d’est a oest, la qual cosa indica el sentit de la rotació del Sol. Una altra particularitat, que s’explica per l’absència d’una capa sòlida, és que la nostra estrella no gira "tota alhora", com si fos d’una sola peça. A la zona equatorial, la matèria de què és feta tarda 25 dies a fer un gir complet; en canvi, a les zones polars, calen uns 33 dies, i es passa gradualment per tots els valors intermedis en desplaçar-se de l’equador als pols.

Enlluernats i escalfats per la increïble quantitat d’energia lluminosa i refulgent que radia el Sol, ens afanyem ara a emprendre un llarg viatge imaginari a través dels seus dominis, el sistema solar, format per tots els planetes que, com la Terra, estan íntimament vinculats al Sol per un moviment de translació al seu voltant. Farem noves etapes i alguna desviació a mig camí, i ens endinsarem cada vegada més en les profunditats de l’espai bo i passant dels climes roents dels planetes situats entre la Terra i el Sol als ambients fredíssims i igualment inhabitables dels planetes situats entre la Terra i els límits coneguts del sistema solar.

Descobrirem també que el sistema solar té alguns altres inquilins. No solament els planetes amb tots els seus satèl·lits giren al voltant del Sol, sinó que també ho fan els asteroides, els meteorits i els cometes. De fet, són com una família ben nombrosa i molt variada de cossos celestes que conviuen plàcidament.

Planetes i satèl·lits del sistema solar

Quadre 1.2 Característiques principals dels planetes del sistema solar.

ECSA

Com ja hem apuntat, els planetes es distingeixen dels estels perquè no brillen amb llum pròpia, sinó pel fet de ser il·luminats per una estrella al voltant de la qual giren. En el cas del sistema solar, òbviament, l’estrella que dóna llum i calor és el Sol. Tots els planetes tenen una forma si fa no fa rodona; a més, alguns estan envoltats per una capa gasosa, dita atmosfera, i tenen una estructura interna formada per estrats de diversa densitat.

En el sistema solar els planetes descoberts fins avui són aquests nou: Mercuri, Venus, la Terra, Mart, Júpiter, Saturn, Urà, Neptú i Plutó. Per ara, es coneixen més directament els planetes sobre els quals ha estat possible fer "aterrar" sondes espacials o almenys fer que s’hi acostessin; per això, l’únic realment semidesconegut és el remot Plutó.

Representació del sistema solar amb els nous planetes o tots els satèl·lits, segons una escala proporcional de masses. Per proximitat al Sol, la Terra és el primer planeta que té un satèl·lit, que és la Lluna. Els planetes que posseeixen més satèl·lits són també el més grans i pesants. Tots els planetes descriuen òrbites aproximadament el·líptiques al voltant del Sol. Saturn, el "planeta dels anells" és també el "planeta dels satèl·lits", perquè ja se n’han descobert divuit, un dels quals, Tità, és el més gran de tot el sistema solar i potser l’únic que disposa d’una atmosfera pròpia.

ECSA

En la zona compresa entre Mart i Júpiter hi ha alguns milers de cossos sòlids de formes irregulars i dimensions reduïdes, ja que només tenen alguns quilòmetres de diàmetre de mitjana, però tots són també en moviment al voltant del Sol. Es tracta dels asteroides. El cinturó d’asteroides separa els planetes en dues "categories": els primers, els interns, és a dir, més propers al Sol (de Mercuri a Mart), tenen una densitat relativament elevada, són força petits i es troben en estat sòlid; s’anomenen planetes de tipus terrestre. Els segons, més externs i per tant més allunyats del Sol, tenen de mitjana unes dimensions més grans i una densitat menor i són formats per matèria preponderantment en estat fluid i per gel; s’anomenen planetes joves o planetes majors.

Tots els planetes descriuen òrbites aproximadament el·líptiques al voltant del Sol, habitualment no gaire aplatades i per tant força semblants al cercle. Solament Plutó té una òrbita més aixafada o excèntrica, fins al punt que a cada revolució, és a dir, a cada gir complet al voltant del Sol, s’escau que durant un cert període (uns 30 anys), es troba més a la vora del Sol que Neptú, que generalment recorre una òrbita més interna. De tota manera, val a dir que és força complicat descriure detalladament les òrbites dels planetes, ja que exerceixen també forces gravitatòries entre ells, a més del Sol. I això fa que es desviïn lleugerament de la forma el·líptica.

A més del moviment de translació al voltant del Sol, cada planeta té també un moviment de rotació al voltant del propi eix (per als moviments de la Terra, vegeu "La Terra com a cos celeste").

Mercuri, el planeta més proper al Sol

Heus-nos ací d’un salt al planeta més proper al Sol. Proper és un dir, perquè es troba a una distància de 58 milions de quilòmetres (un terç de la distància Terra-Sol). Mercuri és un planeta molt petit, fins al punt que la superfície equival a les d’Àfrica i Àsia juntes; però és també el de desplaçament més ràpid: uns 50 km/s. Completa el seu recorregut al voltant del Sol gairebé en tres mesos. Un any de Mercuri, per tant, no dura 365 dies, sinó només 88 dies terrestres.

Mercuri presenta una altra diferència notable respecte a la Terra, ja que la durada de la rotació sobre ell mateix equival a dos terços de la durada de la revolució al voltant del Sol. En efecte, gira al voltant del propi eix tres vegades mentre gira dos cops al voltant del Sol. Però la diferència més important rau en les enormes diferències de temperatura que es detecten a la superfície. La llarga durada del dia de Mercuri (equivalent a 176 dies terrestres) fa que la cara del planeta orientada al Sol assoleixi 420°C, mentre que la cara a l’ombra arriba a –180°C. De la cara il·luminada estant, el Sol apareix grandiós, de fet, és set vegades més gros que vist des de la Terra, amb una lluminositat enlluernadora i un aspecte aterridor, amb les altíssimes protuberàncies i les taques mutables.

La petita massa del planeta ha impedit que s’hi mantingués una atmosfera, la qual es limita només a un vel tènue d’heli amb rastres d’altres elements. Per això, el cel de Mercuri apareix des de la seva superfície completament negre (per al fenomen de coloració blava del cel vist des de la Terra, vegeu "L’atmosfera terrestre i el clima"). En contrapartida, l’absència de gasos atmosfèrics ha permès obtenir imatges molt nítides del planeta, fins i tot des de molt lluny, com per exemple van fer els nord-americans amb la sonda Mariner. Així, n’ha resultat una superfície boteruda de cràters, causats per la caiguda de meteorits, d’aspecte semblant al de la Lluna. Si les sondes espacials han permès una bona observació de Mercuri, no passa el mateix des de la Terra, ja que el planeta solament és visible quan està molt baix a l’horitzó i encara només per un temps breu, poc abans de l’alba i poc després de l’ocàs, és a dir, en aquells instants en què no es confon amb la llum del Sol.

Venus, resplendent i misteriós

Al cel de Mercuri són dos els astres que, a més del Sol, destaquen per la seva lluminositat: la Terra i Venus. A més, Venus també apareix lluminós al cel terrestre, on és el tercer cos més lluent, després del Sol i de la Lluna. Aquesta lluminositat ha actuat de reclam per atreure l’atenció d’estudiosos i profans des de l’antiguitat. El nom atribuït a aquest planeta és el de la dea de la bellesa dels antics romans, precisament per la seva esplendor misteriosa.

Venus és bell i desconegut. N’impedeix una visió clara la presència d’una espessa capa de núvols i d’una atmosfera quasi impenetrable, molt turbulenta, constituïda en el 96 per cent per diòxid de carboni, derivada potser d’una intensa activitat volcànica, i tan densa que provoca a la superfície del planeta una pressió equivalent a gairebé cent vegades la pressió atmosfèrica terrestre.

La presència abundant de diòxid de carboni i la manca gairebé total d’oxigen ens permeten pràcticament d’excloure tota possibilitat de vida al planeta. És una llàstima, perquè en alguns aspectes Venus és físicament semblant a la Terra. Té gairebé el mateix diàmetre, una força de gravetat i una densitat semblants, i un any venusià dura dues terceres parts d’un any terrestre. Però cal afegir també les elevades temperatures que assoleix la superfície, que superen els 400°C. A l’hemisferi a l’ombra les temperatures baixen a –25 °C o més. El 1967 va arribar la primera sonda espacial a l’atmosfera de Venus. De llavors ençà s’ha progressat molt en el coneixement tant de l’atmosfera com del sòl venusians.

La Terra

Parlarem a bastament del nostre planeta en altres articles; en particular, de la Terra com a cos celeste, se n’ocupa "La Terra com a cos celeste". Amb tot, ara, cal notar que, tenint en compte les seves dimensions, la Terra és un dels planetes més petits del sistema solar i la seva distància al Sol, d’uns 150 milions de quilòmetres, fa que la superfície terrestre exposada a la llum tingui una temperatura mitjana de 15-20°C.

L’any terrestre té 365 dies i unes sis hores, i la velocitat de revolució del nostre planeta al voltant del Sol és de 30 km/s. La rotació de la Terra al voltant del seu eix es completa en 23 hores i uns 56 minuts i és la causa de l’alternança entre el dia i la nit. La Terra és el primer planeta, quant a la proximitat al Sol, que té un satèl·lit, la Lluna, on ara farem cap per observar-ne les característiques abans de reprendre el nostre viatge d’exploració dels planetes del sistema solar.

El satèl·lit de la Terra: la Lluna

Heus-nos ací arribats a la Lluna, l’únic satèl·lit natural de la Terra i l’astre que, amb el Sol, ha estat objecte de més atenció i veneració per part dels pobles antics. Això es pot entendre pel seu aspecte fascinant i el misteri de la seva presència que il·lumina les nits més fosques. Per a nosaltres, actualment, la Lluna ja no és cap divinitat, això no obstant l’espectacle d’un paisatge nocturn aclarit per una lluna plena, per bé que es repeteix molt sovint, és sempre una meravella de la natura.

Quadre 1.3 Característiques principals de la Lluna.

ECSA

La Lluna és el cos celeste més proper a la Terra, de la qual dista una mitjana de 384 000 km (vegeu el quadre 1.3). És per això que la veiem tan grossa i nítida al cel, per bé que té unes dimensions molt més reduïdes que el nostre planeta. La distància Terra-Lluna, si pensem a escala astronòmica, és cosa de no res, i aquesta és la raó per la qual la Lluna és el primer i fins ara l’únic astre on l’ésser humà ha deixat la seva petjada (vegeu "La primera passa sobre la Lluna").

El nostre satèl·lit és una esfera gairebé perfecta, que es mou amb regularitat tant al voltant de la Terra com, juntament amb la Terra, al voltant del Sol. És en termes absoluts més lleugera que la Terra, i té una densitat equivalent a uns dos terços de la terrestre, fet que estipula que la seva massa sigui només 1/81 de la del nostre planeta. Com a conseqüència, la força de gravetat a la superfície lunar equival a una sisena part de la gravetat a què estem acostumats, i per tant una persona amb un pes de 70 kg, a la Lluna seria lleugeríssima, ja que només hi pesaria 12 kg. Per aquesta raó, com han comprovat els astronautes que l’han trepitjada, a la Lluna és facilíssim fer salts i caminar amb lleugeresa.

La Lluna no té atmosfera. Això fa la seva superfície inhabitable, tant per l’absència d’oxigen com perquè cap capa gasosa no la protegeix dels raigs del Sol, que hi topen implacables i que fan pujar la temperatura a valors incompatibles amb la vida terrestre (+130°C). En contraposició, la cara no illuminada és més freda que qualsevol lloc de la Terra (–170°C). Amb tot, l’absència d’atmosfera fa que sigui nitidíssima la superfície lunar, i permet des de la Terra, amb l’ajut d’un bon telescopi, l’observació dels més mínims detalls. Les ombres són impressionants, diàfanes i ben definides, i a partir de la seva llargada, tenint en compte la inclinació dels raigs solars, els astrònoms poden calcular amb precisió l’altitud real de les muntanyes lunars. També l’absència d’atmosfera fa que el cel, vist de la Lluna estant, sigui negre del tot.

A més de mancar d’atmosfera, el nostre atractiu però inhòspit satèl·lit tampoc no té aigües superficials, per bé que s’anomenin mars les àmplies depressions aplanades que constel·len sobretot la superfície de l’hemisferi visible (més detalladament, segons les dimensions d’aquests clots, es parla d’"oceans", "mars", "cales", "llacs" o "pantans").

Als mars, formats com a conseqüència del xoc violentíssim de grans meteorits, que no van ser frenats per la presència de cap mena d’atmosfera, i de successives colades de lava emanada de dipòsits subterranis, es contraposen les terres, és a dir, els relleus, les cadenes muntanyoses, plenes de cràters disseminats o monts amb contorns de crestes circulars, més o menys amplis, originats també per la caiguda de meteorits. Les terres ocupen aproximadament els cinc sisens de la superfície total i són molt més extenses a la cara oculta que no pas a la cara visible des de la Terra. El sòl lunar apareix cobert per un estrat, d’alguns metres de gruix encara que uniforme, de fragments rocallosos que s’anomenen regolites.

Es creu que l’estructura interna de la Lluna és semblant, en les seves divisions principals, a la de la Terra (descrita en "Com és feta la Terra?"). També el nostre satèl·lit pot tenir un mantell d’un miler de quilòmetres de fondària, sota una crosta espessa d’una seixantena de quilòmetres, i un nucli de material pesant i en estat de fusió. Pel que fa al seu origen, aquest món lunar desert i inhabitable continua oferint als científics matèria de discussió i misteris per aclarir. Encara no se sap amb certesa la manera com es va formar la Lluna.

Hi ha dues hipòtesis confrontades. D’una banda, molts pensen que la Terra i la Lluna van néixer alhora i que, per tant, tenen la mateixa edat (segons els geòlegs, més de 4 500 milions d’anys). Vist així, la Lluna seria una germana bessona de la Terra o, més ben dit, potser era originalment un planeta capturat en un moment determinat pel camp de gravitació terrestre. Aquesta hipòtesi és avalada per la datació de les mostres de roques obtingudes del sòl lunar en el decurs de les missions Apollo. Tanmateix, hi ha científics que sostenen la hipòtesi —i aquesta és la teoria més antiga, per bé que actualment no gaudeix de gaire predicament— que la Lluna es va desprendre de la Terra quan, encara en estat de fusió, girava sobre ella mateixa a una velocitat potser sis vegades superior a l’actual.

El cicle lunar s’inicia amb la lluna nova i passa per diverses fases i interfases. El cicle dura vint-i-vuit dies. L’aspecte canviant de la cara de la Lluna depèn de la posició que ocupa segons la Terra i el Sol. La Lluna tarda el mateix temps a girar sobre ella mateixa que a completar una revolució al voltant de la Terra; per aquesta raó, un observador terrestre en veu sempre el mateix hemisferi

Com tots els satèl·lits, la Lluna es mou incansable al voltant del seu planeta, en aquest cas al voltant de la Terra, i ho fa a la respectable velocitat de més d’1 km/s (és a dir, a més de 3 600 km/h). La seva òrbita és el·líptica. El punt més a prop nostre dista 356 000 km, mentre que el més allunyat és a 406 000 km. Té un període de revolució de 27 dies i unes vuit hores.

Com podem observar fàcilment quan és fosc i hi ha pocs núvols, la Lluna participa del moviment aparent diari d’orient a occident de l’esfera celeste al voltant de la Terra. Com el Sol i tots els altres astres, surt i es pon. Es tracta, però, d’una il·lusió, causada per la rotació, ara sí que ben real, de la Terra sobre ella mateixa, d’oest a est. En realitat, la Lluna té tres menes de moviments. A més de la revolució al voltant de la Terra, gira també sobre ella mateixa en un moviment de rotació, que completa exactament amb el mateix temps que el seu gir o revolució al voltant del nostre planeta. Aquesta és una característica coneguda del satèl·lit, que sempre ens dóna la mateixa cara; per això es parla de la "cara amagada" de la Lluna, que és la que no veiem mai.

El tercer moviment del nostre satèl·lit és el de desplaçament (translació) al voltant del Sol, en què la Lluna és arrossegada per la Terra. La combinació dels moviments de la Terra i la Lluna fa que contínuament canviï l’angle que formen a l’espai la Terra, la Lluna i el Sol. Per això, també canvia contínuament la zona de la Lluna il·luminada, cosa que marca aleshores les fases lunars. Així, es verifiquen algunes combinacions particulars que descriurem breument tot seguit.

La lluna nova o noviluni és quan el nostre satèl·lit es troba en la direcció del Sol i per tant la seva part il·luminada queda a la banda oposada respecte a la zona visible des de la Terra. Amb el pas del temps, augmenta gradualment la part il·luminada observable des de la Terra fins que, uns catorze dies després del noviluni, esdevé completament visible. És la fase de lluna plena o pleniluni, en la qual la Lluna es troba, respecte a la Terra, en la direcció oposada a la solar.

Al cap de catorze dies més, torna la fase de lluna nova; però mentrestant, tant en la fase de lluna creixent, com en la fase de lluna minvant, es presenten les anomenades quadratures (el primer i el darrer quarts), que es completen quan l’angle entre el Sol, la Terra i la Lluna és igual a 90 graus. En un cas és visible la meitat occidental de la cara del satèl·lit, i en l’altre, la meitat oriental. A vegades, els dies immediatament precedents i següents al noviluni, quan l’atmosfera es presenta neta, és possible observar no solament la part il·luminada pel Sol, sinó tot el disc lunar. Això s’esdevé perquè la part de la Lluna no abastada directament pels raigs del Sol és il·luminada per la llum solar reflectida per la superfície terrestre; el fenomen s’anomena llum cinèria, precisament pel debilíssim color de cendra, de tons blaus grisencs, que adquireix la superfície de la Lluna.

El període de temps que transcorre entre dues fases lunars iguals consecutives s’anomena llunació o mes sinòdic; dura 29,531 dies. En canvi, el mes sideral és el període real de l’òrbita, és a dir, el temps transcorregut entre dues conjuncions successives de la Lluna amb una mateixa direcció establerta respecte a les estrelles; dura 27,322 dies.

Malgrat que els múltiples coneixements sobre els moviments lunars han estat adquirits per l’ésser humà des de temps molt remots, fins i tot des de la prehistòria, l’òrbita que la Lluna completa al voltant de la Terra encara no és coneguda del tot i absolutament, perquè està subjecta a moltes pertorbacions secundàries a causa de l’acció d’atracció gravitacional exercida pel Sol i els planetes més grans i per l’esfericitat imperfecta de la Terra.

Mart, el planeta vermell

La majoria dels asteroides s’apleguen en diferents cinturons entre els planetes Mart i Saturn. N’hi ha uns 2000 de catalogats, però n’existeixen molts més. Tenen òrbites regulars, però alguns, com Ícar o Hidalgo, descriuen òrbites molt excèntriques.

ECSA

En el nostre viatge cap a l’exterior del sistema solar ja hem deixat enrere la nostra familiar i acollidora Terra. Ara, el Sol ens sembla més petit i llunyà de com estem acostumats a veure’l i l’etapa següent tampoc no ens ofereix un lloc gaire hospitalari. Mart és força més petit que la Terra (té 6 796 km de diàmetre) i menys dens. També és menor la força de gravetat present a la superfície; així, una persona que al nostre planeta pesi 70 kg, aquí, a Mart, en pesaria a penes 26.

L’òrbita de Mart és sensiblement més gran que la terrestre i com que, a més, la velocitat a què el planeta solca l’espai és menor, se’n deriva que un any marcià equival a més de dos anys terrestres, uns 687 dies. En compensació, el dia marcià és pràcticament igual al dia terrestre, ja que dura 24 hores i 37 minuts. Les estacions s’alternen a un ritme semblant al de la Terra, però són una mica més del doble de llargues, proporcionals a la llargada més gran de l’any.

El "planeta vermell", vet aquí el sobrenom amb què ha estat conegut Mart durant segles. Aquesta coloració, força evident fins i tot amb uns simples prismàtics, sembla que és deguda a la presència d’àmplies àrees desèrtiques a la superfície i a tempestes de sorra que s’aixequen a causa dels vents turbulents. Al planeta hi ha nombrosos volcans apagats. La superfície de Mart, desolada i constel·lada de cràters meteorítics i volcànics, gairebé tants com a la Lluna, ha estat estudiada de manera força aprofundida, gràcies al fet que l’atmosfera del planeta és més aviat enrarida. Formada primordialment per diòxid de carboni, amb un petit percentatge de nitrogen i argó, l’atmosfera exerceix una pressió que és solament tres centèsimes parts de la terrestre. A causa de la llunyania del Sol, tot i que en alguna regió el termòmetre supera durant el dia els 10°C, la temperatura mitjana es manté molt rigorosa (uns –23°C) i de nit pot baixar fins per sota els –70°C; en certes regions, durant l’hivern marcià, s’han registrat temperatures d’uns –130°C.

Les oscil·lacions de temperatura són causades naturalment també per l’alternança de les estacions. Un fenomen interessant i observable amb relativa facilitat des de la Terra és l’expansió i la reducció dels casquets polars marcians, precisament a causa de la successió d’estacions més fredes i més caloroses.

Al pol Nord i al pol Sud de Mart s’han observat des de fa temps unes extensions de matèria blanca, més reduïdes durant l’estiu marcià i més àmplies durant l’hivern. Es pensava que aquests casquets eren constituïts per diòxid de carboni solidificat (l’anomenat glaç sec o neu carbònica) i per gel d’aigua, però s’ha descobert que el gel d’aigua és clarament predominant. Per tant, el fred més intens de l’hivern fa augmentar molt les àrees glaçades, tal com passa a la Terra, i la calor estival provoca la fusió d’una part d’aquest gel. Aquests fenòmens s’esdevenen alternativament al pol Nord i al pol Sud marcians. Com passa al nostre planeta, quan és estiu a l’hemisferi Nord és hivern al Sud i viceversa.

Mart no està sol en el seu moviment incessant al voltant del Sol. Li fan companyia dos petits satèl·lits, anomenats Fobos (que vol dir ’por’) i Deimos (’terror’), que malgrat els seus noms tenen l’aspecte tranquil de dues grosses pedres errants, de forma irregular i de només 27 i 15 km de diàmetre respectivament, veritables microbis en comparació dels gegants del sistema solar. Fobos completa l’òrbita al voltant de Mart només en 7 hores i 39 minuts, mentre que Deimos ho fa en 30 hores i 17 minuts.

Els asteroides, els pigmeus del sistema solar

La nostra nau espacial imaginària ja ha depassat Mart i s’allunya cada vegada més de la Terra i, sobretot, de la inesgotable font de llum i de calor que és el Sol. En la foscor dels espais interplanetaris es preparen encontres força inesperats. Esperàvem apropar-nos a un altre planeta i, en canvi, arribem a una zona del cel ocupada per objectes més petits, que giren també amb òrbites més o menys el·líptiques al voltant del Sol. Són els anomenats asteroides, el més gran dels quals és Ceres, que té un diàmetre de 770 km, és a dir, unes setze vegades menys que el diàmetre terrestre.

El primer asteroide, precisament Ceres, fou descobert de manera del tot casual l’1 de gener de 1801 per l’astrònom Giovanni Piazzi. En sis anys se’n descobriren tres més: Pal·las, d’uns 500 km de diàmetre, i Juno, d’uns 200 km de diàmetre, el 1802; i Vesta, d’uns 400 km, el 1807. Però van haver de passar 38 anys més abans de descobrir el cinquè asteroide, anomenat Astrea, d’uns 150 km de diàmetre. D’aleshores ençà, les troballes s’han succeït sense interrupció, sobretot des que es va començar a emprar la tècnica fotogràfica aplicada a l’astronomia. Per exemple, l’astrònom M. Wolf, ajudat pels seus alumnes, fent servir fotografies de la volta celeste, en va descriure més de dos-cents, i Josep Comas i Solà, astrònom i divulgador de la ciència molt destacat, va descobrir onze asteroides mentre era director (1904-37) de la secció astronòmica de l’Observatori Fabra a Barcelona.

No se sap encara el motiu exacte pel qual, en la sèrie dels planetes del sistema solar, hi ha aquesta "anomalia" entre Mart i Júpiter. Alguns científics sostenen la hipòtesi que al començament, és a dir, a l’època de la formació del sistema solar (vegeu "El naixement del sistema solar"), en aquesta regió de l’espai hi devia haver un planeta però que després, per causes desconegudes, va explotar i va generar tota la miríade d’asteroides. Fins ara n’han estat identificats i catalogats amb un nom o una sigla uns 2 000, però potser n’existeixen moltes desenes de milers més. Altres astrònoms, en canvi, pensen que els asteroides es van formar individualment per condensació de la nebulosa originària, igual com tots els planetes del sistema solar.

Així, els asteroides giren també al voltant del Sol, però en el moviment de revolució es distingeixen dels planetes, ja que alguns descriuen òrbites molt excèntriques, és a dir, en forma el·líptica molt aixafada. Fins a tal punt que, per exemple, l’asteroide Ícar, que és el 1 566è de la sèrie quant a dimensions amb 1,5 km de diàmetre, s’endinsa fins i tot dins l’òrbita de Mercuri. Això vol dir que en un tram de la seva òrbita és més a prop del Sol que aquest planeta, que, com hem vist, és el més intern del sistema. Contràriament, l’asteroide Hidalgo, el 944è de la sèrie i de 43 km de diàmetre, en un tram de la seva òrbita queda més lluny del Sol que Saturn.

Les extravagàncies d’aquests estranys objectes espacials no acaben aquí. Encara que de forma irregular, i en general poc esfèrica, molts asteroides són veritables "estelles" errants, tenint en compte que solament una trentena té un diàmetre superior als 100 km, mentre que gairebé tots fan pocs centenars de metres o uns quants quilòmetres.

Els estudis duts a terme sobre els asteroides han fet palès que la seva composició es pot considerar semblant a la de la Terra o de Mart, tot i que la mitjana de la seva densitat és inferior. La distància mitjana dels asteroides al Sol s’ha avaluat en gairebé tres vegades la distància mitjana Terra-Sol. La majoria dels asteroides triguen entre tres anys i mig i cinc anys a completar la revolució al voltant del Sol, si bé en són una excepció els asteroides troians, d’òrbita més allunyada, que empren uns dotze anys, més o menys com Júpiter.

Júpiter, el rei dels planetes

Encara no hem sortit del tot de la zona del cinturó d’asteroides que ja en la llunyania del cel apareix cada vegada més majestuós i imponent un gran astre de color groc daurat. Per un contrast sorprenent, com solament la immensitat de l’espai pot oferir, després dels mils i milers de petits cossos errants, trobem el planeta més gran del sistema solar, que va impressionar tant els antics, els quals li donaren el nom del rei dels déus del món romà. És Júpiter.

Les dimensions jovianes a penes es poden comparar amb les dels altres planetes, de tan superiors que són. En efecte, el seu volum és 1 300 vegades el de la Terra, i el diàmetre (143 800 km), unes dotze vegades el diàmetre terrestre. La densitat és molt menor, una quarta part de la de la Terra, cosa que fa de Júpiter un planeta relativament lleuger. La seva massa és "solament" 318 vegades la de la Terra, però tot i això iguala la de tots els altres planetes junts. La força de gravetat joviana és dues vegades i mitja la terrestre i, per tant, un hipotètic turista de 70 kg de pes, a Júpiter, en pesaria uns 175.

El Sol es deu veure molt petit des de Júpiter i pot semblar de poca utilitat, atesa la llum escassa i l’escalfor mínima que hi arriba. La distància de Júpiter al Sol és cinc vegades la de la Terra al Sol, i al gegant dels planetes li calen quasi dotze anys per a completar la seva òrbita. Aquesta és, per tant, la durada d’un any a Júpiter, interminable sobretot si es pensa en les insuportables temperatures que regnen a la superfície del planeta (–150°C). En compensació, Júpiter gira vertiginosament sobre ell mateix (empra 10 hores escasses a fer-ho), de manera que un dels nostres dies equival a dos dies i mig de Júpiter. Però el seu moviment de rotació no és uniforme, sinó que a l’equador és més ràpid que a les altres zones. Júpiter, més o menys com el Sol, no gira tot alhora, i això és degut a la seva baixa densitat, que fa que es presenti, almenys en superfície, com un fluid.

No val la pena considerar ni tan sols la possibilitat de la presència d’alguna forma de vida al planeta. A banda de les baixíssimes temperatures, Júpiter és envoltat d’una atmosfera densa i irrespirable, constituïda per hidrogen, metà i amoníac, component aquest darrer que fins i tot el deu fer desagradablement pudent. L’amoníac també és present en grans quantitats als núvols que embolcallen permanentment el planeta i que li dibuixen unes bandes clares i fosques, paral·leles a l’equador. Des del 1995 se sap que Júpiter és una poderosa font d’ones ràdio, amb unes longituds d’ona que van d’uns quants centímetres a diversos quilòmetres.

Entre el final de la dècada dels setanta i el començament dels noranta, les sondes Voyager 1 i 2 han enviat a la Terra dades substancials sobre els cossos celestes del sistema solar. L’ús de la tècnica de l’aproximació planetària ha permès la correcció de la trajectòria de les sondes utilitzant la força de la gravetat dels planetes explorats. A més, la Voyager 2 ha ofert informació molt valuosa dels espais més llunyans del sistema solar

La llunyania i les consegüents dificultats en l’observació i l’estudi fan de Júpiter un planeta molt més desconegut i misteriós que Mart. Un enigma dins d’un altre enigma és la gran i mutable taca vermella present a la zona equatorial. De dimensions segurament superiors a les de la Terra sencera, observada des dels temps de Galileu, aquesta taca vermella continua sent d’origen i composició desconeguts. Avui sembla que es tracta d’una extensíssima àrea ciclònica, una mena d’huracà gegantí. També queda per resoldre encara el problema de la composició i la constitució interna de Júpiter. Probablement el planeta té una estructura en tres estrats, els dos primers líquids amb un predomini absolut d’hidrogen, i el més intern rocallós, amb ferro i silicats. El planeta és envoltat per un anell prim i tènue format per minúsculs detritus sòlids. El descobriment d’aquest anell es va fer gràcies a les observacions de les sondes Voyager 1 i 2 el 1979. La tristor i la monotonia del pas del temps a Júpiter són animades per la presència de setze satèl·lits, almenys segons els nostres coneixements actuals, encara que podrien ser-ne més. Els quatre satèl·lits més grans, en moviment constant al voltant del gran planeta, són Ió, Europa, Ganimedes i Cal·listo, i s’anomenen galileians, en honor a Galileu, que els va descobrir el 1610, encara que ell els anomenà dels Mèdici, en honor de la família que a l’època governava Florència i la Toscana.

Els satèl·lits de Júpiter ens són una mica més familiars des que les sondes Voyager 1 i 2 s’hi van acostar en el període 1979-81. Gràcies a les imatges enviades per aquelles sondes sabem que molts d’ells tenen una densitat major que Júpiter i, per la seva estructura, poden ser considerats de tipus terrestre. Ió és, entre altres coses, l’únic cos celeste del sistema solar on s’han observat violentes manifestacions volcàniques, semblants a les del nostre planeta. A l’estiu del 1994 els observatoris de la Terra van poder seguir en directe l’espectacular sèrie d’impactes dels trossos del cometa Shoemaker-Levy 9, fragmentat sobre la superfície de Júpiter.

Saturn, el planeta dels anells

Encara no s’ha esborrat el record de l’espectacle ofert pel planeta més gran del sistema solar circumdat per una cort de satèl·lits, que ja, a la vista dels ocupants de la nostra nau espacial imaginària (que només té en compte les distàncies al Sol i desestima les posicions reals orbitals dels diferents planetes), es perfila una visió encara més sorprenent: Saturn, l’astre dels anells, el sisè planeta de la sèrie i l’últim dels visibles a simple vista des de la Terra.

El camí que duu a Saturn és llarg. Des de l’òrbita de Júpiter cal recórrer quasi la mateixa distància existent entre el Sol i Júpiter, o, per dir-ho en altres paraules, la distància entre el Sol i Saturn és gairebé deu vegades la distància Terra-Sol. Amb 120 000 km de diàmetre, 750 vegades més gran que la Terra, sensiblement aixafat dels pols, només Júpiter el guanya en dimensions, però la seva densitat, equivalent a un vuitè de la densitat terrestre, és tan baixa que flotaria en un mar enorme i hipotètic capaç de contenir-lo.

Saturn és un gegant, però allò que el fa destacar són sobretot els tres grandiosos anells, ben visibles amb un bon telescopi, que se subdivideixen al seu torn en moltíssims "subanells" que l’abracen més o menys amb correspondència al pla equatorial. Aquestes estructures, tan espectaculars i úniques, de desenes de milers de quilòmetres d’amplada però primíssimes (si fa no fa un quilòmetre de gruix), deuen estar formades per petites partícules de diverses dimensions, fines com la pols o gruixudes com una pedrota, potser cobertes d’un vel de glaç. Però, el que encara és més sorprenent és que cadascuna d’aquestes partícules es comporta com si fos un satèl·lit minúscul, i té un moviment propi i independent respecte dels de les veïnes.

Altres característiques de Saturn recorden molt les de Júpiter. Per exemple, l’estructura interna probablement en tres estrats, el més intern dels quals format per roca i glaç, l’intermedi constituït per líquids metàl·lics i el més extern integrat per hidrogen i heli líquids. A més, l’atmosfera, espessa i irrespirable, és formada per metà i amoníac i núvols disposats en bandes paral·leles a l’equador. La temperatura superficial és certament insuportable (–180°C); i, encara més, el planeta presenta la particularitat de tenir fonts internes de calor i, per tant, d’emetre més energia que la que absorbeix del Sol.

El Sol vist des de Saturn és molt petit i li aporta una quantitat de calor aproximadament cent vegades menor que la que rep la Terra. Al voltant d’aquest Sol tan llunyà, Saturn es mou amb calma sumptuosa a una velocitat equivalent a un terç de la terrestre, de manera que triga gairebé trenta dels nostres anys a descriure una òrbita completa.

Però Saturn no està sol en el seu lent vagareig pels espais celestes. Li fan companyia un gran nombre de satèl·lits —de moment ja se’n coneixen divuit—, alguns dels quals tenen dimensions equivalents a les dels planetes més petits, com és el cas de Tità, el satèl·lit més gran del sistema solar i potser l’únic que posseeix una atmosfera pròpia, i que és quasi tan gran com Mart; Japet, gairebé tan gran com Mercuri; i Rea, comparable a la Lluna.

Aquests satèl·lits són en general força "lleugers", és a dir, tenen densitats baixes. Es creu que són formats de roca i glaç, i que la superfície de molts d’ells és plena de cràters molt antics, potser d’uns 4 000 milions d’anys.

Urà, als confins del sistema solar

Ha arribat l’hora d’abandonar l’espectacle ofert per Saturn, els seus anells i els seus satèl·lits, per endinsar-nos encara més en els abismes celestes. Es fa cada cop més difícil per a la nostra mentalitat imaginar les distàncies que cal recórrer per a saltar d’un planeta a l’altre. Arribar a l’òrbita d’Urà, el setè planeta del sistema solar, significa recórrer una distància gairebé igual a vint vegades la que separa la Terra del Sol, o bé fer el doble de la distància entre el Sol i Saturn, que és d’uns 2 000 milions de quilòmetres.

Urà té quatre vegades el diàmetre terrestre (uns 51 765 km) i un volum 67 vegades més gran, i per tant sembla poca cosa en comparació dels gegants que el precedeixen en el sistema solar. Amb una densitat baixa, semblant a la de Júpiter, la seva massa no arriba ni tan sols a quinze vegades la de la Terra. El seu any dura 84 anys terrestres, i la gran llunyania del Sol queda reflectida en les baixíssimes temperatures de la superfície: uns 170-210°C sota zero. Una raresa digna de remarcar és que l’eix de rotació d’Urà és molt inclinat, quasi paral·lel al pla de l’òrbita de revolució al voltant del Sol. A la pràctica, per tant, en el seu moviment a través de l’espai, Urà gira sobre ell mateix. La rotació s’esdevé en sentit retrògrad, és a dir, en la direcció contrària a la del planeta en la seva òrbita.

El setè planeta també és envoltat d’una densa atmosfera de metà i amoníac sòlid, i també aquí s’han observat formacions de núvols disposats en bandes paral·leles a l’equador. La seva estructura interna no és gaire coneguda, però se sap que al nucli del planeta s’assoleixen temperatures d’uns 7 000°C i pressions de l’ordre de 203106 atm. El nucli, parcialment fos i metàl·lic, té uns 16 000 km de diàmetre i és responsable del camp magnètic relativament intens del planeta. El 1977 es va descobrir que també Urà posseeix anells de composició i estructura semblants als de Saturn.

El progrés dels coneixements astronòmics, que en l’àmbit del sistema solar ha estat possible sobretot gràcies al llançament de satèl·lits artificials i sondes espacials, ha permès saber que Urà no té només cinc llunes, com es pensava de feia molts anys, sinó quinze com a mínim, i aquest nombre no és encara definitiu. Almenys això és el que ha "vist" la sonda espacial Voyager 2, que va passar prop del planeta el 1986. El més gran dels satèl·lits d’Urà, Titània, té un diàmetre d’un miler de quilòmetres.

Neptú, Plutó i... el desè planeta

Què es pot dir d’un planeta que gira al voltant del Sol a una distància mitjana de 4 500 milions de quilòmetres? Els coneixements sobre Neptú, el vuitè planeta del sistema solar, es van enriquir notablement el 1989 quan la sonda Voyager 2 gairebé el va "acariciar" i va enviar-ne a la Terra informacions valuosíssimes i imatges sensacionals.

Neptú té unes dimensions una mica més reduïdes que Urà —el seu diàmetre és d’uns 48 600 km— i té una densitat una mica més elevada, equivalent gairebé a un terç de la terrestre. El seu període de revolució, això és, l’any neptunià, és de 165 anys terrestres; per tant, si algú pogués estar-s’hi, tota la seva vida seria, en el millor dels casos, de mig any neptunià aproximadament. Però certament no podem pensar que cap forma de vida coneguda sobrevisqués en un món embolcallat per una atmosfera com la d’Urà, composta per hidrogen i metà, i en una superfície on regna una temperatura de –220°C. El Voyager 2 ha permès, entre altres coses, saber que, a banda dels dos satèl·lits coneguts de fa temps, Tritó i Nereida, n’existeixen sis més.

Pel que fa a Plutó, durant milers d’anys es va pensar que els confins del sistema solar eren traçats per l’òrbita de Saturn. Durant una seixantena d’anys es va creure que l’últim planeta era Urà, i durant uns vuitanta anys es va sostenir la tesi que era Neptú. Però els càlculs d’astronomia física van revelar devers el 1915 que algunes estranyeses del moviment d’Urà podien ser causades per la presència de Neptú, però també per l’existència d’un altre planeta, encara més exterior. Així, el 1930, es va descobrir un puntet minúscul i no gaire lluminós, al qual es va donar el nom de Plutó.

Plutó va ser descobert més tard que els altres planetes a causa de les seves dimensions reduïdes, comparables a les de la Lluna. Té un diàmetre de 2 290 km, menys d’una cinquena part del terrestre. Del planeta estant, el Sol es deu veure com una estrella qualsevol, dues mil vegades menys resplendent de com es veu des de la Terra, atesa la gran llunyania, ja que es manté a una mitjana de quaranta vegades la distància entre la Terra i el Sol. A més, aquest remot planeta és el que té l’òrbita més aixafada de tots, la més el·líptica, de manera que la seva distància del Sol oscil·la entre les 30 i les 50 UA i, en un tram determinat de l’ òrbita, es troba més a prop del Sol que Neptú.

L’any de Plutó dura 248 anys terrestres. Els dies i les nits del planeta s’alternen al lentíssim ritme de sis dies i mig terrestres. La temperatura a la superfície depassa els 200°C sota zero. La seva densitat és baixa, però superior a la dels altres planetes situats més enllà del cinturó dels asteroides, per la qual cosa es creu que al seu interior hi ha un nucli rocallós que constitueix aproximadament el 70 per cent de la massa del planeta. La superfície sembla coberta per una capa de metà glaçat. Fins ara només es coneix un satèl·lit de Plutó, Caront. Té una dimensió considerable en relació amb la del planeta, ja que mesura 1 160 km de diàmetre, i el seu estrat més exterior probablement és constituït per aigua glaçada.

Però, hem arribat de debò al límit del sistema solar? No ho podem saber amb certesa. Els científics no estan gens segurs que els planetes del sistema solar siguin nou i que Plutó sigui de debò l’últim pel que fa a la distància del Sol. Potser hi ha altres planetes encara per descobrir, ja sigui perquè són massa petits o bé massa llunyans.

Qui sap... De moment és la nostra imaginació que es pot passejar arreu de l’univers i fins i tot podem divertir-nos una mica aventurant l’existència de mons actualment desconeguts. A més, és que l’ésser humà no ha fantasiejat també amb la presència de criatures en altres planetes? A nosaltres, que ens hem proposat de parlar aquí dels astres l’existència dels quals es coneix realment, no ens queda més remei que pujar a la nostra nau imaginària i dirigir-nos vers els espais interestel·lars. Però no abans de conèixer una altra família de cossos celestes, visitants itinerants del sistema solar: els cometes.

Els cometes, astres amb cua

Estrany destí, el dels cometes. Són dels objectes més bells que es poden descobrir al cel, però l’ésser humà sempre n’ha relacionat l’aparició amb desventures, desgràcies i morts. Quan no es podia establir una connexió entre la seva aparició i algun fet particularment catastròfic, es buscaven els esdeveniments més estranys i ridículs; per exemple, el cometa observat el 1668 fou considerat la causa d’un augment de mortalitat... entre els gats!

Amb tot, no hi cap raó per què l’aspecte dels cometes hagi de suscitar aquests sentiments i aquestes pors. Són objectes amb cua, com el seu nom indica (que deriva del terme grec kome, cabellera), fulgurants de llum per efecte dels raigs solars, velocíssims pel cel i espectaculars en les seves vistents variacions d’aspecte i de forma. Els cometes són cossos celestes pertanyents al sistema solar, però es diferencien clarament dels astres estudiats fins ara per les seves característiques peculiars.

Un cap i una cua. Al telescopi, els cometes apareixen com un globus lluminós, que és el cap, de forma més o menys oval, el diàmetre del qual assoleix a voltes diversos centenars de milers de quilòmetres (recordem que la Terra fa un diàmetre aproximat de 12 000 km). Normalment el cap va seguit per un deixant lluminós llarg i brillant, que és la cua, formada per matèria extremament enrarida i amb la particularitat que sempre es troba en la direcció oposada al Sol, com si des de la nostra estrella bufés un vent que l’empenyés lluny. Les cues dels cometes més grans poden assolir desenes de milions de quilòmetres, en algun cas fins i tot 200 o 300 milions! Certs estudis sofisticats d’astrofísica han demostrat que els cometes són compostos d’amoníac i monòxid i diòxid de carboni, a més de pols i elements químics com ferro, sodi i magnesi. La major part d’aquesta matèria es concentra al nucli dels cometes, una mena de "pinyol" de pocs quilòmetres de diàmetre que a gran distància del Sol és del tot glaçat. En apropar-se a la nostra estrella, el nucli s’escalfa i les capes externes s’evaporen. Així es genera la cua, tènue teixit de gas i partícules de pols minúscules que gràcies a la llum solar adquireix una lluminositat resplendent. El "bombardeig" de radiacions emeses pel Sol fa que part dels gasos i les partícules de pols vagin en la direcció oposada a la del cometa, i així es forma la llarga cua. Desgraciadament, aquesta bellesa tan fulgurant és destinada a durar poc temps, sobretot si comparem la mitjana d’edat dels cometes amb la dels planetes i els estels. En efecte, els cometes, com tots els altres objectes del sistema solar, giren al voltant del Sol i tracen òrbites molt el·líptiques, és a dir, molt aixafades o excèntriques. El pas repetit a prop del Sol produeix l’evaporació gradual de les substàncies que formen la cua. A més, el potentíssim escalfament a què són sotmesos els cometes, juntament amb el gel que troben en el seu viatge cap a les parts més remotes del cel, provoca a llarg termini un veritable trencament del nucli, que és polvoritzat en un gran nombre de fragments de diverses dimensions. És aquest l’origen de la pols d’estels i de les pluges de meteorits, que en penetrar a l’atmosfera terrestre esdevenen incandescents per fregament i donen lloc al fenomen dels estels fugaços.

Òrbita del popular cometa Halley, el qual té un període de 76 anys.

ECSA

Qui sap quants cometes resplendents i misteriosos existeixen al sistema solar. Potser alguns milions, potser més i tot, però l’ésser humà mai no podrà veure’ls tots, sia perquè molts són molt lluny del Sol i abans d’acostar-s’hi hauran de passar milers d’anys, sia perquè són molt petits i per tant passen inadvertits, ja que la proximitat del Sol no els confereix prou resplendor.

De tota manera, els últims dos mil anys s’han observat centenars de cometes, alguns de tan famosos com el que, segons es conta, va guiar els Mags de l’Orient en el seu viatge a la recerca de l’establia de Betlem, o com el cometa Halley, que, gràcies a les seves reiterades aproximacions al Sol amb un interval de 76 anys, ha permès als astrònoms estudiar-lo acuradament i adquirir així notables coneixements sobre els cometes en general.

Precisament, el fet que els cometes també girin al voltant del Sol, per bé que amb òrbites molt estranyes i originals, ha fet possible fins ara l’estudi d’una cinquantena de cometes periòdics, és a dir, cometes que completen la seva òrbita en un temps ben definit. Els científics han distingit cometes de període curt, que recorren l’òrbita en menys de 200 anys, i de període llarg. Però també hi ha els cometes aperiòdics, les òrbites dels quals no es repeteixen en el temps, a causa de l’acció gravitatòria d’alguns planetes, o bé són tan llargues i l’interval de temps necessari per a recórrer-les tan dilatat que una mateixa persona no pot pretendre d’observar-los més d’una vegada i conservar-ne el record.

La galàxia, les galàxies

Segons la classificació de Hubble, les galàxies poden ser el·líptiques (E0-E7), lenticulars (SO), espirals normals (sèrie S), espirals barrades (sèrie SB) i irregulars

Totes les estrelles que es poden observar a simple vista o amb instruments no gaire sofisticats ni potents pertanyen a una única i grandiosa associació estel·lar anomenada galàxia o Via Làctia, un immens sistema d’estrelles i altres cossos celestes en forma de disc que també inclou la Terra i tot el sistema solar. Com que la Terra es troba en una situació perifèrica respecte a la galàxia, aquesta és visible de biaix a la volta celeste com una faixa clara que travessa el cel nocturn; d’aquí ve el nom de Via Làctia que li van donar els antics.

Ara podríem construir un model a escala d’aquesta galàxia, per a comprendre’n millor les dimensions. Posem que 10 000 000 km equivalen a 1 cm en la nostra maqueta; aleshores el Sol és una piloteta amb prou feines d’1,5 mm de diàmetre, i la Terra és una volva de pols gairebé imperceptible, situada a 15 cm de distància de la piloteta Sol. L’estrella més propera, Proxima Centauri (o Alfa del Centaure) és una altra piloteta situada a... 41 km de la volva de pols. Totes les altres estrelles són boletes més o menys visibles, a vegades aplegades en grups separats per desenes de quilòmetres. La galàxia, en aquesta maqueta, tindria un diàmetre d’uns 930 000 km, és a dir, més del doble de la distància real entre la Terra i la Lluna. En la realitat, les xifres són inimaginables i gairebé increïbles. Per a fer un viatge de banda a banda del disc de la Via Làctia, la llum triga 100 000 anys, i 16 000 anys si l’ha de travessar d’un extrem a l’altre per on fa més gruix. És per això que hi tenen cabuda cent mil milions d’estrelles o potser més...

A banda de les estrelles i els planetes, en els quals es concentra la major part de la matèria de què està constituïda, la galàxia és formada també per gasos i pols interestel·lars, extremament enrarits o bé més densos i creant vastos "núvols" anomenats nebuloses. Les nebuloses tenen forma discoide, inflada al centre o nucli, on es concentra la major part de les estrelles. El nostre Sol dista del centre de la nostra galàxia uns 30 000 anys llum. La Via Làctia té un moviment constant de rotació al voltant del seu centre, que es troba en la direcció de la constel·lació de Sagitari. El Sol tarda aproximadament 200 000 milions d’anys a recórrer la seva òrbita galàctica.

Si tinguéssim la possibilitat de travessar la nostra galàxia damunt les ales de la llum, arribaríem, al cap d’un viatge interminable de desenes de milers d’anys, als seus confins remots. Veuríem les estrelles escampant-se davant nostre i, en canvi, observaríem com es concentren, a la nostra esquena, en una zona cada vegada més limitada del cel, fins a fondre’s juntes en una mena de núvol lletós. Més enllà, tret de la trobada amb algun cúmul estel·lar perdut en l’espai, trobaríem la nit fosca i profunda, una nit sense estrelles al fons de la qual advertiríem amb penes i treballs algun punt de llum més o menys gran. Però si poguéssim disposar d’un telescopi potent, veuríem a través de les seves lents com aquestes llums es multipliquen. Ens apareixeria un altre firmament, menys pintoresc del que podem admirar des de la Terra, un firmament estrany i misteriós on la llum de les estrelles seria substituïda per la claror tènue de les galàxies.

Les galàxies són les unitats fonamentals de l’univers. N’hi ha molts milers de milions i cadascuna representa en ella mateixa un formidable conjunt de mils de milions d’estrelles, pols i gasos. Molt sovint són reunides en grups i formen associacions o masses de galàxies. Solen classificar-se segons la seva forma. Així, hi ha galàxies el·líptiques, lenticulars i també en forma d’espiral, en les quals es distingeixen els "braços" que surten d’un nucli més o menys esfèric o bé adopten configuracions d’espirals barrades, en les quals els dos braços surten d’un nucli en forma de barres, i també hi ha galàxies irregulars. A més, és important la distinció entre galàxies "normals" i radiogalàxies, les quals produeixen grans quantitats d’ones radioelèctriques (vegeu "L’espectre estel·lar").

Potser té poca importància saber el nombre exacte d’estrelles, de galàxies, de masses o d’anys llum que separen els diversos cossos celestes. De tota manera, es tracta de xifres tan elevades, tan fora dels nostres ordres de grandesa que ens deixen astorats. Encara estem molt lluny de tenir un coneixement complet de l’univers, i com més ens endinsem en els seus abismes i ens aventurem més enllà del que es coneix fins aquest moment, més consciència adquirim de la petitesa de la nostra existència i del món en què vivim.

Les estrelles

Després de conèixer les galàxies, aquestes famílies constituïdes per un nombre atordidor d’estels i altres cossos celestes, i d’observar-ne la conformació i l’aspecte, ens dirigirem —és un dir— cap a les estrelles individuals per comprendre’n les característiques i per aprendre a distingir-les segons la seva conformació, edat i dimensions. Així, aquests punts lluminosos concrets adquiriran una fisonomia més precisa i descobrirem una vegada més com poden ser de diferents les estrelles entre si.

Què és una estrella?

Quadre 1.4 Classificació de les estrelles.

ECSA

Les estrelles són cossos celestes més o menys esfèrics o globulars, formats en gran part per gasos incandescents (entre els quals predomina clarament l’hidrogen), que tenen la capacitat, a diferència dels planetes, d’emetre llum pròpia. Aquesta característica fonamental ens permet veure-les i s’explica per un complex de reaccions nuclears que es verifiquen al seu interior i que tenen com a primer resultat l’alliberament d’una elevadíssima quantitat d’energia. A la pràctica, les estrelles poden ser considerades unes centrals nuclears colossals. La composició química de les estrelles és força uniforme, perquè totes tenen un origen comú en els núvols de matèria interestel·lar que es contrauen progressivament. Allò que varia són les dimensions i les temperatures superficials.

Els estels semblen, a primera vista, immòbils al cel ("el cel dels estels immòbils", com en deien fins a l’edat mitjana), fet que els distingeix dels planetes, els quals, contràriament, estan dotats d’un moviment ben evident a través de l’espai. Es tracta, però, d’un mer efecte òptic, que és degut a la immensa llunyania de les estrelles. De fet, els estels es mouen en diferents direccions a una velocitat que pot ser de desenes o d’alguns centenars de quilòmetres per segon, com es pot mesurar parcialment gràcies a l’efecte doppler. Amb tot, els agrupaments que anomenem constel·lacions són avui pràcticament iguals als que veien els antics i, a més, caldran milers d’anys perquè canviïn de forma.

Com són de grans les estrelles?

L’univers és poblat per estrelles de totes les mides, fins al punt que han estat classificades en estrelles supergegants, gegants, nanes i subnanes. En aquesta classificació, el Sol és definit com una estrella nana mitjana. Traduït en termes numèrics, les dimensions dels estels oscil·len entre els mil milions de quilòmetres de diàmetre, és a dir, mil vegades el del Sol, i els 10 000 km, és a dir, una centèsima part del diàmetre solar. Quan considerem aquestes xifres, no hem d’oblidar que la Terra té un diàmetre de poc més de 12 000 km, igual per tant al dels estels més petits, els subnans.

El fet curiós és que, contràriament, la massa de les estrelles oscil·la dins uns límits molt més estrets, entre una cinquena part i cinquanta vegades la massa del Sol. Hi ha, doncs, una relació inversa entre les dimensions i la densitat, per la qual cosa les estrelles més grosses són menys denses i, en canvi, les més petites són més denses.

La llum de les estrelles

Els quaranta estels més pròxims al sistema solar. Es tracta sovint de sistemes d’estels dobles o múltiples, els corresponents dels quals s’indiquen amb les lletres A, B i C. Els colors fan referència al tipus espectral. L’estel o sistema més pròxim al sistema solar és l’Alfa del Centaure, que dista 1,3 parsecs (1 parsec o pc equival a 3,26 anys llum), seguit de l’estel de Barnard (1,8 pc) i el de Wolf 359 (2,3 pc). Molt allunyats, a uns 5 pc, s’han identificat els sistemes Altaïr, o2Eridani i BD+43º4305

Si les estrelles que existeixen a la Via Làctia són uns cent mil milions i nosaltres, a simple vista, només en veiem 6 000-7 000 és perquè no totes tenen una lluminositat prou intensa; a més, com es pot observar fàcilment, de les que podem veure n’hi ha de més o menys lluminoses.

D’això, ja se n’havia adonat al segle II aC l’astrònom i matemàtic grec Hiparc de Nicea, que havia elaborat un catàleg estel·lar subdividint els estels en sis categories segons la seva "grandària" o magnitud, que per a ell volia dir lluminositat. Els estels més brillants són de magnitud 1, els més febles, a penes perceptibles a simple vista, de grandària 6. Repetim que, per a Hiparc, grandària era sinònim de lluminositat, i en la seva classificació va considerar les estrelles tal com es veuen des de la Terra. Però la lluminositat d’una estrella depèn, en realitat, de la distància a què es troba. Així, els estels super-gegants molt llunyans poden ser menys lluminosos que els estels subnans propers encara que semblin, erròniament, més grans.

De tota manera, amb el mètode de classificació d’Hiparc, que va ser recuperat quatre segles més tard per l’astrònom Ptolemeu en la compilació del seu catàleg estel·lar, i gràcies també a la potència cada vegada més gran dels telescopis amb els quals es pot estudiar el cel, els astrònoms han arribat a reconèixer i fotografiar estels de magnitud 23, si bé les disset classes afegides no es poden veure a simple vista. Tot i això, amb el telescopi espacial Hubble, s’ha arribat a l’observació d’estels de magnitud 29.

Per a obtenir una indicació "absoluta" de la lluminositat dels estels, és a dir, que ens doni una idea de la quantitat de llum que emeten, independentment de com els veiem nosaltres (ja que les diverses distàncies a què es troben els astres ens enganyen), cal imaginar la lluminositat que tindria cada estel concret si fos traslladat a una distància fixa de la Terra. Aquesta distància s’estableix per convenció en 10 parsecs (32,6 anys llum) i la conversió es pot efectuar aplicant una fórmula matemàtica. La lluminositat corregida així s’anomena magnitud absoluta i és la mesura de la quantitat de llum efectiva que emet cada estel, la qual depèn de les dimensions de l’estel i de la quantitat d’energia que allibera, o bé de la intensitat de les reaccions nuclears que es desenvolupen al seu interior.

En aquesta nova escala de lluminositat, imaginant també que el Sol es trasllada a la distància establerta de 10 parsecs, tindríem una amplíssima gamma d’estrelles, des d’aquelles amb una magnitud absoluta 10 000 vegades més gran que la del Sol a unes altres amb una magnitud 10 000 vegades més reduïda.

Hi ha estels que varien en poc temps la seva lluminositat i, per això, s’anomenen estels variables. Els estels variables periòdics varien aquesta característica amb regularitat, segons períodes que van d’algunes hores a uns quants anys, mentre que els estels variables irregulars no tenen períodes definits. Sembla que la major part dels variables són estels gegants i que, almenys per a molts d’ells, les variacions de lluminositat són degudes als canvis de diàmetre consegüents als processos químics particulars que es desenvolupen al seu interior.

Una classe especial d’estels variables, la dels cefeides (anomenats així per l’estel Delta Cephei), ha assolit una importància destacada per al mesurament de les distàncies astronòmiques. Això és degut, d’una banda, al fet que els cefeides, que són estels molt lluminosos i per tant fàcils d’observar a molta distància, varien la lluminositat seguint períodes regulars, determinables per a cadascun d’ells; i, de l’altra, a l’estreta relació que hi ha entre el període i la lluminositat (magnitud) absoluta mitjana, en el sentit que, com més llarg és el període, més gran és la lluminositat. Coneixent la magnitud mitjana absoluta i l’aparent d’un cefeide és fàcil determinar-ne la distància amb simples càlculs matemàtics, ja que l’estel serveix d’"indicador" per a saber la distància que hi ha entre els cossos celestes propers.

A simple vista, tots o quasi tots els estels semblen puntets blancs argentats, però el color de la llum que emeten pot ser molt variable, i es relaciona estretament amb la seva temperatura superficial. Així, en ordre creixent de temperatura, hi ha estels vermells, taronges, grocs, blancs, blancs blavosos (vegeu "L’espectre estel·lar"). El Sol és un estel groc o, per ser més exactes, un estel nan groc, amb la qual cosa se n’indica també la dimensió.

Les estrelles són lluny

En parlar del sistema solar, ja ens han semblat enormes les distàncies existents entre la Terra i el Sol o entre el Sol i els planetes més exteriors. Recordem que el nostre planeta dista uns 150 milions de quilòmetres del Sol, és a dir, uns 8 minuts llum, o bé 0,0000016 anys llum. Entre el Sol i Plutó hi ha, en canvi, més de 5 hores llum. Poca cosa, de fet, en l’univers.

Quan a la primera part d’aquest article parlàvem de les distàncies celestes, hem esmentat l’estel més proper al sistema solar, Proxima Centauri, l’astre més lluminós de la constel·lació del Centaure, que dista de la Terra solament —és un dir— 4,29 anys llum, i ja sabem que 1 any llum són uns 9,5 bilions de quilòmetres. Després hi ha, per exemple, Sírius, de la constel·lació del Ca Major, molt lluminós al nostre firmament, a 8,8 anys llum de distància; Proció, de la constel·lació del Ca Menor, a 11,4 anys llum; Altaïr, de la constel·lació de l’Àguila, a 16,3 anys llum... Podríem continuar la llista durant pàgines i pàgines i les xifres anirien creixent cada vegada més. Així, Betelgeuse, de la constel·lació d’Orió, és a 270 anys llum; Antares, de la constel·lació de l’Escorpí, a 380 anys llum; Deneb, de la constel·lació del Cigne, a 600 anys llum... Això vol dir, entre altres coses, que la llum que ens arriba avui va emanar d’aquestes estrelles fa 270, 380 o 600 anys respectivament.

Aquestes distàncies esfereïdores es refereixen sempre a estrelles pertanyents a la nostra galàxia. Però en l’univers hi ha innombrables cossos celestes molt més llunyans, gairebé perduts en l’infinit, separats de nosaltres per distàncies inimaginables, avaluables en milions o milers de milions d’anys llum. Els "objectes" celestes més llunyans identificats fins ara són els quàsars, que poden distar de nosaltres fins a una desena —o més— de milions d’anys llum.

Estrelles molt especials

Fa poc s’ha parlat dels estels variables, que són diferents de la majoria dels altres perquè varien de lluminositat. Entre aquests estels variables, mereixen ser destacats especialment els estels variables explosius, anomenats estels nous o nova (novae, en plural). Les novae, doncs, són estrelles que, per causes relacionades amb la presència d’una estrella veïna orbitant que li cedeix matèria, esclaten i aquesta explosió fa augmentar de sobte la seva resplendor desenes o milers de vegades (fins a 100 000 vegades). Després d’un cert període, al cap d’unes quantes setmanes o uns mesos, la seva lluminositat es torna "normal", com abans de l’explosió.

D’altra banda, les supernoves, originades per l’explosió d’estrelles de gran massa que han arribat a la fase final de la seva existència, assoleixen una resplendor encara molt més gran. A la Via Làctia hi ha tres supernoves famoses, que foren descrites en termes meravellats i incrèduls per científics xinesos el 1054, per l’astrònom Tycho Brahe el 1572 i per Johannes Kepler el 1604. A més, l’any 1987 es detectà una supernova al Gran Núvol de Magalhães, una galàxia veïna de la Via Làctia, que dista de nosaltres uns 170 000 anys llum.

També són molt especials els estels múltiples, entre els quals són particularment abundants els estels dobles, que, segons sembla, constitueixen almenys la meitat de tots els estels coneguts. Són "especials" perquè són cossos celestes lligats entre ells per estretes relacions de recíproca atracció gravitacional. Giren l’un al voltant de l’altre, com la Lluna i la Terra, i la mitjana de la seva distància és molt reduïda respecte a les distàncies a què estem acostumats al cosmos. L’estel de massa més gran s’anomena estel primari, i el de massa menor, estel secundari. Sovint un d’aquests estels és invisible, però es pot detectar pels efectes que exerceix sobre l’altre. Menys nombrosos, però més espectaculars, són els sistemes d’estels triples o múltiples, dels quals és famós el cas de Càstor, de la constel·lació dels Bessons, que a simple vista ens sembla una estrella sola normal, però que vista amb telescopi es revela com un bellíssim sistema de sis estrelles.

La vida d’una estrella

En l’univers no hi ha res que no canviï amb el temps. Igual que els éssers vius, els estels també passen per una evolució, és a dir, neixen, envelleixen i moren. Com és que això és així? En primer lloc cal dir que un estel per força ha de canviar amb el temps. En efecte, si tenim en compte tota l’energia que irradia contínuament a l’espai, és evident que el combustible que des de l’interior de les estrelles proporciona aquesta energia mitjançant reaccions nuclears tard o d’hora s’exhaureix.

Els astrònoms observen en l’univers estrelles de totes les edats i això ens permet conèixer cada estadi de l’evolució d’aquests cossos celestes, encara que la vida mitjana d’una persona no sigui prou llarga per a poder constatar aquesta evolució en una estrella concreta.

Encara que el nostre Sol brilli des de fa milers de milions d’anys, no tots els estels són tan vells. De fet, n’hi ha uns quants que són més vells que el Sol, si bé altres són molts més joves, i podem estar segurs que en aquest precís moment, mentre llegim aquestes línies, almenys un estel està naixent en alguna banda de l’univers. La "sala de parts" dels estels —diguem-ho així— serien les nebuloses, gegantines aglomeracions extremament enrarides de matèria interestel·lar, pols i gasos, entre els quals predomina clarament l’hidrogen.

Vegem com s’esdevé el procés de formació d’una estrella. Pot succeir que en algunes zones d’una nebulosa els àtoms de gas, per efecte de la força gravitacional, s’espesseixin, és a dir, s’acostin els uns als altres i formin "nuclis de condensació" que generen calor. La continuació d’aquest procés permet la densificació d’una massa gasosa notable i l’assoliment de temperatures d’una desena de milions de graus. Llavors es precipiten les reaccions nuclears consistents en la transformació de l’hidrogen en heli, que fan que l’estrella en formació emeti energia en forma de llum, calor i ones electromagnètiques. Aquesta emissió d’energia permet equilibrar l’efecte de la força de gravitació, que tendiria a fer densificar progressivament la massa de gasos perifèrics al voltant del nucli de l’estel.

Les estrelles tenen una vida llarga, sobretot si són petites i no gaire lluminoses. Les que tenen una massa més gran duren menys; però, en compensació, són més lluminoses. En qualsevol cas, sempre és la massa de l’estrella allò que en determina l’evolució.

Durant centenars de milions o de miliards d’anys una estrella es manté en una situació d’equilibri, amb l’hidrogen que, mitjançant una reacció nuclear de fusió, genera una calor elevadíssima i es transforma gradualment en heli. Quan l’hidrogen s’exhaureix gairebé del tot, l’heli el substitueix com a "carburant" i provoca una expansió de l’estrella i un augment de la seva lluminositat i, per tant, de la calor emesa. Aleshores, l’estel esdevé un "gegant vermell". A partir d’aquest moment, l’evolució es fa més ràpida i, sobretot, és condicionada per l’escassetat afegida de carburant. Sí, també les reserves d’heli s’acaben de pressa, igual que les reserves dels àtoms més pesants que es van formant i que assumeixen la funció de combustible estel·lar, encara que, de tota manera, cal notar que, pel que fa al pes i les dimensions dels àtoms, no es passa del ferro. Això provoca una variabilitat de l’estrella, que comença a "bategar" i pateix un "col·lapse gravitacional" causat pel fet que la força de gravetat ja no queda equilibrada per una emissió suficient d’energia per part del nucli. Mentre les capes gasoses perifèriques són expulsades, la part central de l’astre es contreu i esdevé molt petita i extremament densa. L’estel acaba així la seva vida formant una nebulosa planetària, un embolcall de gas fred i novament enrarit, amb un estel nan blanc al centre, destinat a perdre la calor residual.

El destí d’un estel de massa superior —doble, almenys, de la massa del Sol— és diferent. La inestabilitat que acompanya els últims estadis de la seva evolució desemboca en una explosió espectacular que genera una supernova, cos celeste d’una lluminositat tan extraordinària que equival a milers de milions de vegades la d’estels "normals", la vida del qual dura un temps brevíssim. Després d’haver dissipat en una última flamarada desmesurada l’energia que encara li quedava, la supernova s’apaga i, mentre una enorme massa de gasos roents s’escampa per l’espai, el nucli de l’estel es contreu i assoleix densitats inimaginables. Es forma així una estrella de neutrons, que en girar a gran velocitat pot emetre feixos d’ones ràdio. Precisament, aquest seria, segons els científics, l’origen del cos celeste conegut com a púlsar, una potent font d’ones radioelèctriques.

En el cas dels estels de massa encara més gran, l’estadi de supernova té un final diferent. La contracció del nucli continua incansable fins a la formació d’"objectes" de densitat tan elevada que fins i tot impedeix l’emissió de llum. Aquests objectes, que pel fet d’"empassar-se" la llum ens resulten invisibles, es coneixen amb l’expressió inquietant de forats negres.

Per tot el que hem dit sobre l’evolució dels estels, podem preveure quina serà la fi del nostre Sol. Quan s’acabin les reserves d’hidrogen continuarà produint energia emprant l’heli. Esdevindrà així un estel gegant vermell i, en expandir-se enormement, engolirà els planetes més propers, entre ells la Terra. Finalment, després d’haver exhaurit un darrere l’altre tots els seus combustibles, acabarà la seva existència com un nan blanc en procés de refredament progressiu i definitiu. Però no ens alarmem. Això no passarà fins d’aquí a uns 5 000 milions d’anys.