FN i QSO3C273

7/21/2019 FN i QSO3C273

http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 1/84

FORATS NEGRES I CÀLCUL

DE LA MAGNITUD APARENTDEL QUÀSAR 3C273

Autors: Irene Bueno, David Muñoz i Laia Rus

Tutora: Mireia Panadés

Data d’entrega: 02-10-2015

Curs: 2n BCA

7/21/2019 FN i QSO3C273


Voldríem donar les gràcies a la Mireia Panadés per l'esforç i el temps que ens

ha dedicat durant tot l'estiu. En segon lloc, voldríem agrair a l'Agrupació

Astronòmica de Sabadell per oferir cursos de divulgació astronòmica

orientatius per als treballs de recerca, fet que no haguera estat possible

sense l'Albert Morral i en Xavier Puig.

7/21/2019 FN i QSO3C273


Sumari

1. Introducció ................................................................................................ 1

2. BLOC TEÒRIC ......................................................................................... 2

2.1.Conceptes previs ................................................................................... 3 2.2.Bases físiques ........................................................................................ 3

2.3.Propietats dels forats negres ............................................................... 22

2.4.Tipus de forats negres ......................................................................... 25

2.4.1.Des d’un punt de vista teòric ......................................................... 25

2.4.2.Des d’un punt de vista observacional........................................... 26

2.4.2.1.Forats negres estel·lars ......................................................... 26

2.4.2.2.Forats negres supermassius .................................................. 32

2.4.2.3Forats negres de massa intermèdia ........................................ 40

2.4.2.4Forats negres primordials ........................................................ 41 2.5.Actualitat científica ............................................................................... 43

3. BLOC PRÀCTIC ..................................................................................... 48

3.1.Material ................................................................................................ 49

3.1.1.Telescopi ....................................................................................... 49

3.1.2.Càmera CCD ................................................................................. 51

3.1.3.Ordinadors ..................................................................................... 54

3.1.4.Software especialitzat.................................................................... 54

3.2.Mètode ................................................................................................. 56

3.2.1.Observacions ................................................................................ 56

3.2.2.Fotometria ..................................................................................... 58

4. Resultats ................................................................................................. 70

5. Conclusió ................................................................................................ 72

6. Referències bibliogràfiques i webgràfiques ............................................ 73

7. Annexos .................................................................................................. 74

7.1.Interaccions fonamentals ..................................................................... 74

7.2.Taula periòdica dels elements ............................................................. 76

7.3 Singularitat ........................................................................................... 77

7.4.Diagrama Hertzsprung-Russell (HR) ................................................... 79

7.5.Forats negres estel·lars descoberts ..................................................... 80 7.6.Parts de la Via Làctia ........................................................................... 81

7/21/2019 FN i QSO3C273


1

1. Introducció

Aquest treball de recerca de batxillerat ha consistit en una revisió exhaustiva

del concepte dels forats negres des d'un punt de vista científic.

La principal motivació que ens ha portat a fer aquest treball és la curiositat

que ens genera l'Univers en general i els forats negres en particular.

El treball s’ha enfocat sota la hipòtesi de l'existència dels forats negres.

S’han utilitzat les dades obtingudes en el curs astronòmic i les observacions

fetes per concloure que són prou sòlides com per afirmar la seva existència.

El treball s'ha desenvolupat mitjançant una revisió bibliogràfica, de pàgines

webs d'interès i de l'assistència a un curs monogràfic de formació impartit per

l'Agrupació Astronòmica de Sabadell.

Aquest és un tema que històricament ha despertat molt interès, tot i ser molt

complicat d'estudiar, degut a la impossibilitat d'experimentació i la magnitud

de les unitats de mesura (tant de temps com d'espai) i la necessitat d'altatecnologia per realitzar observacions més precises.

Hem estructurat el treball en dues parts. En primer lloc, un bloc teòric, on ens

hem centrat bàsicament en els conceptes necessaris per entendre els forats

negres. I, en segon lloc, un bloc pràctic en què ens centrem en l’observació i

el càlcul de la magnitud d’un quàsar , un efecte observable causat per un tipus

de forat negre.

7/21/2019 FN i QSO3C273


2

2. BLOC TEÒRIC

7/21/2019 FN i QSO3C273


3

2.1. Conceptes previs

Un forat negre és una regió compacta de l’espai que rodeja una massa

col·lapsada molt densa i dins de la qual la gravetat és tan immensa que cap

objecte material, ni la llum ni qualsevol altre tipus de radiació, pot escapar cap

a l’Univers exterior. En def initiva, és el triomf de la força de la gravetat

respecte a les altres tres interaccions fonamentals (Annex 7.1 de la pàg. 74).

Quan un cos es col·lapsa fins formar un forat negre, tota la seva massa es

comprimeix en un punt central d’infinita densitat anomenat singularitat.

2.2. Bases físiques

2.2.1 Introducció: l’Astrofísica

L’astrofísica és la ciència que estudia els cossos celestes basant -se en les

lleis físiques.

Principalment estudia les característiques de les estrelles, les galàxies, el

medi interestel·lar, l’estructura de l’Univers i en menor mesura els cossos del

Sistema Solar.

Per fer-ho, fa servir tots els coneixements que actualment es tenen de les

diferents branques de la física, com l’electromagnetisme, l’òptica, la

mecànica, la termodinàmica, la física quàntica, la relativitat general, etc. tot i

que també d’altres ciències com la geologia o la química.

La part experimental d’aquesta ciència consisteix en analitzar la llum, que

arriba a la Terra, de l’espai. S’utilitzen telescopis per capturar la llum, la qual

és processada mitjançant càmeres i altres aparells electrònics com: els

fotòmetres, les càmeres CCD o els espectrògrafs (Figures 1, 2 i 3 pàg. 4).

7/21/2019 FN i QSO3C273


7/21/2019 FN i QSO3C273


5

2.2.1.1. Astrofísica i astronomia

En un inici, l’astrofísica s’encarregava de tractar la formació, l’estructura i

l’evolució dels cossos celestes, mentre que l’astronomia estudiava

l’astrometria i la mecànica celeste, amb l’objectiu de determinar la posició i el

moviment dels astres. Avui en dia els significats de les dues ciències són més

amplis, i s’utilitzen ambdues paraules com a sinònimes.

2.2.2 De què està formada la matèria?

La matèria de l’Univers es classifica per la mida. En el nivell més baix hi

trobem les partícules elementals, que s’agrupen entre elles formant partícules

més pesades, que a l’ajuntar -se donen lloc als àtoms, els quals creen

molècules, les quals generen les substàncies i els objectes (Figura 4).

Figura 4. Constitució de la matèria.

7/21/2019 FN i QSO3C273


6

Aprofundint més en cada nivell que constitueix la matèria.

Avui en dia, coneixem 12 partícules elementals:

6 quarks: + 3 n e u t r i n s + m u ó + t a u ó + e l e c t r ó

up neutrí electrònic

d o w n n e u t r í m u ò n i c

charm neu t r í t auòn ic

st range

t o p

b o t t o m

També es consideren elementals les dotze antipartícules, les quals tenen

propietats contràries a les partícules anomenades anteriorment, i els bosons,

partícules responsables de les forces.

La combinació d’aquestes partícules elementals forma altres partícules, tot i

que la majoria són inestables i no viuen més d’una petita fracció de segon.

L’Univers està constituït principalment per dues partícules compostes els p+,

n0 i tres partícules elementals:

leptons

7/21/2019 FN i QSO3C273


7

Protons (p+)

formats per:

Neutrons (n0)

formats per:

+ 3 par t ícu les e lementa l s

2 quarks up 2 quarks down Electrons (e-) neutrins bo so ns

1 quark down 1 q u a rk u p

La unió de p+, e- i n0 forma l’àtom. Els p+, amb càrrega elèctrica positiva i

massa, i els n0 sense càrrega elèctrica (són neutres) i massa, formen el nucli

de l’àtom. Mentre que els e-, amb càrrega elèctrica negativa i massa

despreciable, giren al voltant del nucli.

Els àtoms s’han organitzat, segons el nombre de p+ que tenen (nombre

atòmic), en la taula periòdica (Annex 7.2 de la pàg. 76), diferenciant els

elements químics. N’hi ha, aproximadament, un centenar, alguns exemples

en són: l’hidrogen, que és l’element químic més senzill, ja que només té 1p+,

l’heli, que en té 2, l’oxigen en té 8, l’ur ani 92, i així, successivament.

Tot i que normalment els àtoms d’un mateix element químic tenen el mateix

número de p+ i de n0 en el nucli, pot ser que el nombre d’aquest últim pugui

variar. Són els isòtops, àtoms del mateix element químic amb diferent massa

atòmica. En pocs casos aquests àtoms són estables i estan presents en lanatura. Un exemple n’és l’hidrogen que presenta 3 isòtops: proti, deuteri i triti

(Figura 5 pàg. 8).

7/21/2019 FN i QSO3C273


8

Són pocs els elements químics que es troben a la natura en forma atòmica, ja

que normalment, s’agrupen formant molècules. El nombre de molècules

diferents és elevadíssim, com l’aigua (H2O), la sal comuna (NaCl), l’amoníac

(NH3), etc. La química és la ciència que s’encarrega d’estudiar les propietats

fisicoquímiques d’aquestes molècules.

Gairebé tots els elements de la taula periòdica són sintetitzats a causa de

l’evolució estel·lar. Durant els tres primers minuts de l’Univers es van formar

l’hidrogen i l’heli (75% i 25% de la massa de l’Univers, respectivament), per

això aquests reben el nom d’elements primordials o cosmològics.

En conclusió, es podria dir que les estrelles són les responsables de

l’evolució química en l’Univers.

2.2.3 La naturalesa de la llum

La llum és una ona electromagnètica, és a dir, són vibracions del camp

electromagnètic.

Es caracteritza per la longitud d’ona (λ), que és la longitud de l’oscil·lació

d’aquesta ona, i l’energia.

Figura 5. Diferents isòtops de l’hidrogen.

7/21/2019 FN i QSO3C273


9

La mecànica quàntica defineix la llum com un conjunt de partícules

energètiques elementals anomenades fotons, que són els bosons que

s’encarreguen de transmetre la força electromagnètica.

Els nostres ulls només poden veure la llum visible, que és una petita part de

tots els tipus de lluminositat que hi ha. La llum visible va des del color blau

fins al vermell, però més enllà d’aquests colors hi ha altres tipus de llum, com

la IR i la UV, respectivament.

El conjunt de totes les llums s’anomena espectre electromagnètic (Figura 6),

i està caracteritzat per una propietat, l’energia, que diferencia cada nivell

d’aquest. La llum blava és més energètica que la vermella. La llum UV ésmés energètica que la blava, i fins i tot, comença a ser perjudicial per la vida.

El nivell energètic dels raigs X és tan alt, que poden travessar els teixits tous

del cos (però no els ossos, per això es fan servir per obtenir radiografies). Els

raigs γ són els més energètics de tots i molt perillosos per a la vida. En canvi,

a l’altra costat de l’espectre, el nivell d’energia cada cop disminueix més. La

llum IR l’apreciem en forma de calor . Les microones i les ones de ràdio són

els tipus de llum menys energètics.

Figura 6. Espectre electromagnètic.

7/21/2019 FN i QSO3C273


10

L’espectre electromagnètic es va anar creant a mida que s’anaven descobrint

els diferents tipus de llum, amb l’avenç tecnològic. Els primers telescopis que

es van inventar, van ser els que detectaven llum visible. No va ser fins a

mitjans del segle passat, que es van començar a desenvolupar els primers

radiotelescopis, que podien detectar les ones de ràdio. Poc després, es van

construir el telescopis d’IR, els de microones, els de raigs X, i els de raigs γ.

2.2.3.1. Com ens beneficia l’atmosfera?

L’atmosfera és una capa fina de gas que envolta la Terra, i que ens protegeix

de perills que provenen de l’espai, com la radiació energètica del Sol. Gràcies

a què aquest gas no deixa passar els raigs γ, els raigs X, ni gran part de la

llum UV que prové del Sol (tot i que també prové d’altres astres), es pot viure

al nostre planeta. La major part de la llum IR tampoc travessa l’atmosfera, tot

i que no ens perjudica. En canvi, la llum visible i les ones de ràdio, són les

úniques que arriben al cos humà, però són totalment inofensives (Figura 7).

Per això, per poder estudiar els tipus de llum que no arriben , s’han d’utilitzar

telescopis fora de l’atmosfera, en els satèl·lits artificials.

2.2.3.1. L’Univers i les diferents longituds d’ona

De l’Univers ens arriben llums de λ diverses. La diferència energètica indica

les diferents maneres de com s’ha produït la llum detectada. La llum IR, les

microones i les ones de ràdio indiquen un Univers més fred, mentre que la

llum visible l’indica més calent però tranquil i estable. En canvi, les radiacions

Figura 7. Absorció atmosfèrica per a les diferents λ.

7/21/2019 FN i QSO3C273


11

més energètiques mostren un Univers molt violent i canviant.

Exemples: El gas interestel·lar i els núvols moleculars emeten radiació en

forma d’ones de ràdio, per tant tenen un nivell d’energia més baix. La radiació

de fons còsmica és molt freda, i es transmet en forma de microones. Les

nanes marrons i els planetes emeten llum IR, i les estrelles brillen en llum

visible. Mentre que les nanes blanques i les zones d’alta formació estel·lar

emeten sobretot llum UV. Els fenòmens més violents de l’Univers com: les

explosions de supernoves, els quàsars, els discs d’acreció dels forats negres,

etc. emeten la major part de la seva energia en forma de raigs X i raigs γ.

2.2.4 Mecanismes d’emissió de radiació

Els astres poden emetre radiació de dues maneres diferents, tèrmica i no

tèrmica.

2.2.4.1 Emissió tèrmica

Consisteix en la radiació que s’emet a causa de la temperatura, és a dir,

l’estat d’agitació dels seus àtoms i molècules. Un exemple, seria una

molècula que passa d’un estat alt de vibració, a un altre més baix, desprenent

l’energia addicional en forma de fotons.

Per tant, qualsevol cos, pel sol fet d’estar a una temperatura superior a 0K5 emet energia en forma de radiació electromagnètica, com a conseqüència de

l’agitació de les seves partícules.

L’espectre és la corba d’emissió d’aquesta energia, és a dir, l’energia que

transmet un cos en forma de ≠ λ. Habitualment, depèn de diferents factors,

com la forma del cos, la composició química, etc. Els físics han descrit uns

cossos teòrics ideals, anomenats cossos negres. L’espectre d’aquests depèn

5 Escala absoluta: Kelvins, 0K=-273ºC

7/21/2019 FN i QSO3C273


12

només de la seva temperatura i compleixen una sèrie de requisits: són

cossos aïllats, en equilibri termodinàmic, i emeten la mateixa radiació que han

absorbit.

Les característiques de les estrelles són bastant semblants a les dels cossos

ideals. Per això, els astrofísics utilitzen les equacions d’aquests cossos, per

estudiar la radiació que emeten aquests astres. El físic Planck va deduir la

Llei de radiació d’un cos negre, en què la intensitat d’emissió de radiació

d’aquest cos a temperatura: T, ve donada per la fórmula:

() = 2ℎ3

2

1

ℎ−1

Per entendre millor aquesta fórmula, es pot representar la intensitat de

radiació que emeten a diferents temperatures, obtenint gràfics molt

característics (Figura 8). Com es pot apreciar en el gràfic següent, quan més

augmenta la temperatura, més intenses són les emissions i més

energètiques.

Figura 8. Diferents corbes de radiació d’un cos negre segonsla seva temperatura.

c= velocitat de la llum= 300.000 km/s

h= constant de Planck = 6,626 x 10-34

Jsk=constant de Boltzmann= 1,382 x 10-23J / K

∪

(

λ )

( k J / n m )

λ nm

7/21/2019 FN i QSO3C273


13

Que les corbes presentin màxims d’emissió més elevats indiquen que la

radiació emesa augmenta de manera exponencial amb la temperatura.

L’anomenada llei de Stefan-Boltzmann ens ajuda a entendre-ho. Aquesta diu

que l’energia emesa per un cos negre (per unitat de superfície i per unitat de

temps) és proporcional a la quarta potència de la seva temperatura.

4σT = I

σ= constant de Stefan-Boltzmann= 5,670 x10-8 W/ m2K4

Que el pic més alt de les corbes estigui desplaçat cap a les λ més curtes

queda reflectit en la llei del desplaçament de Wien:

λm à x= 3 x 106/ T

λ s’expressa en nm (1nm = 10-9m).

T s’expressa en Kelvin.

Quan més augmenta la temperatura, més disminueix la λ. Un exemple clar

n’és el color de les estrelles, ja que aquests astres són els més semblants als

cossos negres. En el cas d’una estrella calenta (Ts≈50.000K)6, té el seu

màxim d’emissió al voltant de λ=60nm, valor que coincideix amb la franja de

la llum UV. Per tant, no es podrà veure el màxim nivell de brillantor de

l’estrella, però sí apreciar l’astre quan aquest sigui de color blau. Per això,

s’anomenen estrelles blaves. En canvi, una estrella més freda (Ts≈2.200K ),

té el seu màxim d’emissió al voltant de λ=1.000nm, valor característic de laradiació IR en l’espectre electromagnètic. Per això, tampoc podríem veure

l’estrella amb la seva màxima brillantor, però sí a partir de què la seva

emissió fos en vermell, és a dir, en llum visible. En conseqüència,

s’anomenen estrelles vermelles.

6 Temperatura superficial.

7/21/2019 FN i QSO3C273


14

Però, l’exemple que més a prop tenim i ens és més familiar és el Sol. La gran

estrella del Sistema Solar té una Ts≈5.800K, i el seu màxim d’emissió és

aproximadament λ=517 nm. Aquest valor coincideix amb el groc de la llum

visible, per això, el veiem.

2.2.4.2 Emissió no tèrmica

L’emissió no tèrmica és la radiació que emeten els àtoms o les molècules a

causa dels salts entre els seus nivells quàntics d’energia.

Mitjançant els coneixements de mecànica quàntica, avui en dia se sap que

els e- d’un àtom estan units al nucli d’aquest gràcies a l’energia d’enllaç. Cada

e- té una energia d’enllaç molt precisa que el situa en alguna òrbita permesa

de l’àtom. El número de p+ és el que determina la situació d’aquestes òrbites.

Quan més a prop estigui l’e- del nucli, més gran serà la seva energia d’enllaç,

i en conseqüència, major serà l’energia que es necessitarà per arrencar -lo.

Cada salt entre les possible òrbites permeses d’un àtom (Figura 9 pàg. 15),coincideix amb la λ del fotó, l’energia del qual és el resultat de la diferència

entre les energies d’enllaç. És a dir, un àtom determinat només pot absorbir

fotons d’una determinada λ.

Un exemple d’emissió no tèrmica, n’és un feix de llum que arriba a un núvol

de gas, el qual absorbeix l’energia (del feix) d’unes λ concretes, i les emet en

qualsevol direcció. En conseqüència, el feix de llum haurà perdut una petita

part d’energia, però el núvol s’haurà convertit en emissor d’energia d’aquelles

ones concretes.

7/21/2019 FN i QSO3C273


15

2.2.5 Espectroscòpia

L’espectroscòpia és una tècnica basada en la detecció de l’aborció o l’emissió

de radiació electromagnètica de certes energies d’un cos, és a dir,

s’encarrega de descompondre la llum amb l’objectiu d’obtenir un espectre7.

Gràcies a l’espectroscòpia, els científics van poder estudiar l’interior d’un

astre, per això, es diu que a l’aparèixer aquesta tècnica va néixer l’astrofísica.

Existeixen tres tipus d’espectres:

- Espectre continu: Al descompondre la llum blanca d’un cos

incandescent observem que conté el conjunt de colors que correspon

a totes les λ que la integren (Figura 10 pàg. 16). L’espectre continu és

degut a l’emissió tèrmica.

7 Quantitat d'energia que arriba per cada ʎ.

Figura 9. Salts d’un electró entre les seves òrbites permeses. Emissió no tèrmica.

7/21/2019 FN i QSO3C273


16

- Espectre d’absorció: Si entre el cos incandescent i el detector hi ha un

núvol de gas, a l’arribar-hi la llum, el gas absorbirà una sèrie de λ, les

quals sortiran disparades en direccions aleatòries. Per tant, a

l’espectre hi apareixeran unes línies negres allà on les λ absorbides

anteriorment haurien d’estar situades (Figura 11). En aquest cas, les

línies s’anomenen línies espectrals d’absorció. Un exemple són els

espectres de les estrelles. L’astre emet llum, i el gas que l’envolta (la

seva atmosfera) absorbeix λ d’aquest. Per tant, s’ aconseguirà un

espectre d’absorció característic.

- Espectre d’emissió: Si s’escalfa un núvol de gas d’alta densitat (amb

llum UV, per exemple), els e- s’excitaran i, en conseqüència, enl’espectre només s’observaran emissions d’algunes λ (Figura 12 pàg.

17). Les línies brillants que representen aquestes λ s’anomenen línies

espectrals d’emissió. Un exemple en són les aurores polars.

Figura 10. Espectre continu d’un astre.

Figura 11. Espectre d’absorció del mateix astre.

7/21/2019 FN i QSO3C273


17

Com es pot apreciar en les dues últimes imatges dels espectres, el gas

absorbeix les mateixes λ que és capaç d’emetre. Un exemple d’aquest

fenomen el trobem en el Sol, quan s’observa amb un filtre Hα8. Una mateixa

línia que es veu fosca al centre del disc (que té darrere la superfície calenta

del Sol) es veu de color vermell brillant quan es troba a la perifèria i té darrere

el negre del fons del cel. El filament fosc és la línia d'absorció que en girar el

Sol es converteix en una línia d'emissió que es veu en forma de

protuberància.

2.2.5.1. L’espectre dels astres

Si es fa l’espectre d’un astre, apreciaríeu els diferents mecanismes d’emissió

superposats. S’obtindrà un espectre continu a causa de l’emissió tèrmica, i

una sèrie de línies espectrals d’absorció o d’emissió en conseqüència de

l’emissió no tèrmica.

La majoria dels astres estan constituïts en gran part per hidrogen, per això,les línies espectrals més importants que apareixeran seran d’aquest element

químic (Figura 13 pàg. 18). Depenent de qui va descobrir cada una de les

línies de l’hidrogen, s’anomenen d’una manera o d’una altra:

8 Filtre òptic estret centrat en la freqüència d’emissió de la línia de Hα (una de les líniesd’emissió de l’espectre d’hidrogen, anomenada H-alfa).

Figura 12. Espectre d’emissió del mateix astre.

7/21/2019 FN i QSO3C273


18

Figura 13. Sèries espectrals.

7/21/2019 FN i QSO3C273


19

Tot i així, també apareixeran espectres dels altres elements químics que

l’astre conté.

2.2.5.2. Informació de les línies espectrals

Les línies espectrals que apareixen en els espectres ens aporten molta

informació:

Composició química: Determinant les λ de les línies, podem veureamb quins elements químics es corresponen. És una tasca laboriosa,

ja que apareixen centenars de línies (Figura 14).

Figura 14. Espectre solar d’alta resolució, amb presència de tots elselements químics.

7/21/2019 FN i QSO3C273


20

Temperatura:

quan les línies d’absorció són molt febles, és perquè l’estrella és

molt freda i té poques col·lisions que puguin fer saltar els e

-

anivells superiors, per tant, la majoria estan en el seu estat

fonamental.

si les línies d’absorció són febles, és degut a què l’estrella és

molt calenta i la majoria dels e - estan en estat excitat, per tant,

estan situats en nivells superiors.

si les línies d’absorció són fortes, ens indica que l’estrella està a

una temperatura intermèdia.

Mitjançant aquest raonament, s’estudien totes les línies d’absorció

d’altres elements químics, i superposant tots els resultats, es pot

obtenir la T de l’estrella.

Abundància dels elements químics: Mitjançant la temperatura de

l’astre, es pot determinar el lloc on les línies estaran en l’espectre,

cosa que es relaciona amb l’abundància dels elements químics.

Efecte Doppler , densitat i gravetat superficial: L’efecte Doppler-

Fizeau és el fenomen que succeeix quan es varia la distància entre el

focus emissor i el detector. Al canviar la situació del focus, varia la

freqüència de l’ona, i en conseqüència la seva λ. Quan més s’acosta el

focus a l’emissor, més disminueix la λ, fet que s’anomena:

desplaçament al blau. Mentre que, quan més s’allunya, la λ més

augmenta, i s’anomena: desplaçament al vermell (Figura 15 pàg. 21).

7/21/2019 FN i QSO3C273


21

Però, quan més gran sigui la velocitat relativa entre la font i

l’observador, més gran serà l’augment o la disminució de la λ .

D’aquesta manera, es pot calcular la velocitat radial a la que s’allunyen

la majoria de les galàxies, o a la que s’acosten o es distancien altres

astres.

La forma més o menys oberta de la línia espectral, aporta informació

sobre la pressió i la temperatura del gas, i així, també de la densitat i

de la gravetat superficial de l’astre.

Efecte Zeeman i el camp magnètic: Aquest efecte és un fenomen en

què una línia espectral es desdobla quan hi ha present un camp

magnètic, ja que aquest afecta als nivells d’energia de l’àtom (Figura

16 pàg. 22). La separació entre les línies espectrals ens indica la

intensitat del camp magnètic segons la línia de visió.

També es pot saber quina línia correspon a una polaritat i quina a

l’altra, mitjançant un polarímetre9.

9 Instrument de mesura emprat en la determinació de la rotació del pla de vibració de la llum

polaritzada en travessar un medi òpticament actiu.

Figura 15. Efecte Doppler.

7/21/2019 FN i QSO3C273


22

2.3. Propietats dels forats negres

Els forats negres tenen una singularitat central (Annex 7.3 de la pàg. 77). En

aquest punt, que es troba al centre, segons la teoria de la relativitat la massaés altíssima i el radi minúscul, gairebé inexistent. Així, s’estableix que la

gravetat en aquest punt és infinita. En canvi, la mecànica quàntica no permet

que això succeeixi. Les dues teories estan en desacord en el que passa en la

singularitat del forat negre.

També tenen un punt de no retorn anomenat horitzó d’esdeveniments. Un cop

una partícula creua aquest punt, caurà al centre del forat negre. Ni la velocitat

de la llum permetrà a les seves partícules escapar de la seva enorme força

d’atracció.

Els tres paràmetres que determinen un forat negre són la massa, que és el

més important, la seva rotació, i en menor mesura, la càrrega elèctrica, ja que

a la pràctica, és 0.

Les enormes forces de marea: imaginem un forat negre petit, de tan sols10km de radi d’Schwarzschild . Quan una persona s’hi acosta molt, els peus

Figura 16. Efecte Zeeman i el camp magnètic.

7/21/2019 FN i QSO3C273


23

notaran molt més la força de la gravetat que el seu cap, que està a més

distància. Per aquest efecte, els peus que senten més gravetat, aniran a més

velocitat cap a l’interior del forat negre que el cap, i un astronauta s’estiraria.

Si el forat negre tingués molts pocs centímetres de radi, diguem que el cap

potser estaria 10 vegades més lluny del forat negre que els peus!

En canvi, en un forat negre molt més gran, tot i que la massa augmenti molt

també, com en el cas dels forats negres supermassius, la força de marea no

és tan gran. Si un astronauta volgués entrar dins d’un forat negre

supermassiu, de 60 radis solars, és a dir de radi molt gran, gairebé no hi

hauria diferència entre la gravetat que notarien els seus peus i el seu cap.

Stephen Hawking barrejant la física quàntica amb la relativitat general va

descobrir que hi ha partícules amb massa que s’escapen dels forats negres.

(Figura 17 pàg. 24) Hawking va deduir que es creen dues partícules virtuals,

del no-res, una amb càrrega positiva i l’altre amb càrrega negativa. Quan

dues partícules de càrregues diferents interaccionen fora del forat negre, es

desintegren. Però quan una de les partícules s’endinsa en l’horitzó

d’esdeveniments (sempre amb càrrega negativa, tot i que no està demostrat),

la partícula cau a la singularitat del forat negre i fa que aquest perdi massa.

Mentre que l’altre s’escapa a l’exterior, emetent radiacions que nosaltres

rebem.

A causa de la pèrdua de massa (propietat anterior), els forats negres

s’evaporen. Quan menys massa té el f orat negre, més ràpid s’evapora., per

això, a la pràctica, només serien visibles els més petits: els forats negres

primordials (tot i que encara no estan confirmats).

7/21/2019 FN i QSO3C273


24

Al descobrir que els forats negres s’evaporaven, Stephen Hawking va arribar

a la conclusió de què la informació de la matèria que hi ha a l’astre, es perd

en evaporar-se aquest (cosa que no ho permet la física quàntica). Però l’any

2004, el científic va refer els càlculs i va descobrir que la informació no es

perd pel camí, sinó que es recupera a l’evaporar-se.

2.3.1 Com es pot detectar un forat negre?

Com que els forats negres no emeten llum, no es poden veure directament,per tant, es necessiten mètodes indirectes per aconseguir la seva detecció.

El que es detecta és la seva força de gravetat. Si un astre passa a prop d’un

forat negre es veu com aquest es desvia, i moltes vegades orbita al voltant

d’ell. Aquest fenomen s’ha visualitzat en dos casos ben diferents:

- En un sistema binari on una estrella és visible i la seva companya s’ha

convertit en forat negre.

Figura 17. Esquema de la pèrdua de massa d’un forat negre.

7/21/2019 FN i QSO3C273


25

- Les estrelles més centrals de les galàxies estan atrapades

gravitatòriament per enormes forats negres que hi ha en aquell punt.

En els dos casos, estudiant l’òrbita de les estrelles, es pot calcular la massa

del forat negre sense visualitzar-lo.

El cas més habitual de detectar forats negres és quan aquest s’està engolint

el gas d’una estrella o d’una zona propera a ell. Aquest gas forma un disc

d’acreció i va caient en espiral cap al forat negre, però en el procés s’accelera

i s’escalfa fins a temperatures altíssimes, emetent rajos X i altres radiacions

que són perfectament detectables. Segons com siguin aquestes emissions,

es pot calcular la velocitat a la que cau la matèria i deduir la massa del foratnegre en qüestió. Aquest fet és vàlid tant per forats negres que tenen una

estrella molt propera al seu voltant, com per forats negres dels centres de les

galàxies que absorbeixen tot el material del seu voltant.

La teoria de la relativitat diu que la llum es corba al passar a prop d’una

massa molt gran. Per tant, si ens acostéssim el suficient a un forat negre,

veuríem una esfera negra, de la qual no sortiria llum, però al seu voltant

veuríem tot de llum distorsionada procedent dels astres més llunyans. Es

tracta del mateix fenomen que veiem en les lents gravitatòries, però molt més

augmentant.

2.4. Tipus de forats negres

Els forats negres es poden classificar des d'un punt de vista teòric, o bé a

partir dels descoberts, o dels predits fins ara.

2.4.1. Des d’un punt de vista teòric

Venen caracteritzats per tres paràmetres físics: la seva massa (M), la seva

càrrega elèctrica (Q) i el seu moment angular (la seva rotació, L).

7/21/2019 FN i QSO3C273


7/21/2019 FN i QSO3C273


27

d'energia estel·lar s'esgoten, l'astre es compacta progressivament. El

producte final pot ser una nana blanca, una estrella de neutrons o un estel de

quarks. Aquestes estrelles tenen una massa màxima, així que si l'estrella que

s'està col·lapsant té una massa excessiva, el col·lapse pot continuar

infinitament (col·lapse gravitacional catastròfic) i així formarà un forat negre.

Un forat negre estel·lar es pot formar per:

- col·lapse gravitacional d'una estrella massiva (més de 30-70 Ms) al final del

seu temps de vida. El procés és observat com una explosió de supernova o

una explosió de raigs gamma (γ), provocant que la major part del gas

s'escampi per l'espai. En aquest procés no explota tota l’estrella sinó que elseu nucli es comprimeix moltíssim i acaba formant un forat negre.

- a partir del xoc de dues estrelles de neutrons (i potser també del xoc de

dues nanes blanques) que s’haurien format a partir de l’evolució de dues

estrelles en un sistema estel·lar doble tancat (molt properes entre si). Aquests

tipus de forats negres acostumen a tenir una massa menor.

No totes les estrelles acabaran essent un forat negre. La vida i la mort d'unaestrella ve determinada per la seva massa inicial. Aquest és el paràmetre més

important d’aquests astres. Així doncs, creiem que hi ha sis possibles

evolucions diferents de les estrelles segons quina sigui la seva massa inicial,

que són les següents (la tercera i la última encara s’han de confirmar) (Figura

18 pàg. 28):

Estrelles entre 0,08 - 0,5 Ms: No es convertiran en gegants vermelles,

no formaran una nebulosa planetària i acabaran com a nanes

blanques d’He.

Estrelles entre 0,5 - 7 Ms: Es convertiran en gegants vermelles,

formaran una nebulosa planetària i acabaran com a nanes blanques

de C i O2.

7/21/2019 FN i QSO3C273


28

Estrelles entre 7 - 9 Ms: Es convertiran en gegants vermelles,

formaran una nebulosa planetària i acabaran com a nanes blanques

d’O2, Ne i Mg.


explotaran en forma de supernoves i formaran estrelles de neutrons.


explotaran en forma de supernoves i formaran forats negres.

Estrelles de + 100 Ms: Es convertiran en gegants vermelles,

explotaran en forma d’hipernoves i no en quedarà res d’elles.

Per què només es convertiran en forats negres les estrelles entre 30 -

100 Ms?

Perquè els forats negres estel·lars tenen una massa inicial superior a unes 30

Ms, que arriba a tenir un nucli de Fe que supera les 2,5-3 Ms. Aquest límit

s'anomena límit d'Oppenheimer-Volkoff . Quan aquest nucli col·lapsa sobre simateix, no hi ha energia suficient per anul·lar aquests efectes i la matèria

Figura 18. Petit resum sobre l’evolució estel·lar. (Annex 7.4 de la pàg. 79).

7/21/2019 FN i QSO3C273


29

s'enfonsa sobre si mateixa, concentrant-se en un volum molt petit i

aconseguint una densitat extremadament alta. Amb aquestes propietats, la

velocitat d'escapament d'aquest objecte supera la velocitat de la llum, de

manera que res pot escapar d'ell.

Com que els forats negres no emeten llum, són molt difícils de detectar. Han

estat detectats gràcies a què produeixen certs efectes en el seu entorn. Fins

ara tots els forats negres estel·lars detectats ho han estat perquè formen part

d'un sistema estel·lar doble (Figura 19 pàg. 30): molt a prop seu hi ha una

estrella i part del seu gas és absorbit pel forat negre, caient en espiral i

formant un disc d'acreció. Aquest gas s'escalfa moltíssim, arriba a

temperatures de milions de graus i, com que emet raigs X, s'han pogut

detectar. Estudiant aquests raigs X es pot conèixer la mesura del disc

d'acreció, la seva temperatura i la massa del forat negre. Si aquesta massa

supera el límit d'Oppenheimer-Volkoff es pot assegurar que es tracta d'un

forat negre.

Actualment s'han identificat uns 23 forats negres (Annex 7.5 de la pàg. 80)

estel·lars a partir de les mesures de raigs X. El més petit és de 3,8 Ms, i el

més massiu té 16 Ms.

El primer forat negre estel·lar descobert, i per això el més famós de tots, va

ser la font de raigs X Cygnus X-1. Es tracta d'un sistema doble format per una

estrella supergegant blava (HD226868) d'unes 25 Ms, que està transvessant

gas sobre un altre astre que té 8,7 Ms: un forat negre estel·lar. El

transvessament es fa a través d'un disc d'acreció, i el R s10 d'aquest forat

negre és de 26 km.

10 Unitat de mesura de longitud de mesura un radi solar, aproximadament de 6,96·108 m.

7/21/2019 FN i QSO3C273


30

’ ’

El final del final dels sistemes dobles

El final de la vida d'un sistema estel·lar doble pot ser un dels següents:

Es trenca el sistema doble en alguna explosió de supernova.

Es formen un parell de nanes blanques, un parell d'estrelles de

neutrons, un parell de forats negres o qualsevol combinació dels tres

astres: nana blanca amb estrella de neutrons, nana blanca amb forat

negre o estrella de neutrons amb forat negre.

Segons la Relativitat General, qualsevol massa accelerada emet energia en

forma d'ones gravitatòries. Per tant, qualsevol d'aquestes parelles d'astres

perdrà energia, la qual cosa es traduirà en què les seves òrbites s'aniran

acostant, accelerant més, emetent més ones gravitatòries, i el procés és

imparable: s'acabaran precipitant l'un sobre l'altre. Quan això passi sembla

que hi haurà una fortíssima emissió d'energia en forma d'ones gravitatòries,

en forma de neutrins i en forma de raigs γ.

7/21/2019 FN i QSO3C273


31

Des de fa uns anys s’estan detectant explosions de raigs gamma que podrien

explicar-se com a fenòmens d’aquest tipus. També s’estan començant a

detectar neutrins, però molt precàriament; i les ones gravitatòries encara no

s’han detectat.

En xocar dos forats negres se'n formarà un de més gran, en xocar dues

estrelles de neutrons formaran un forat negre i, en xocar dues nanes

blanques, no està clar què es pot obtenir.

Tot això era hipotètic fins que Hulse i Taylor van descobrir, l’any 1974, el

púlsar 11 binari PSR 1913 +16. En aquest púlsar es van detectar variacions

molt petites de la seva òrbita, però concordants amb les variacions quepredeia la Relativitat General (Figura 20).

11 Estel de neutrons que emet radiacions periòdiques.

Figura 20. Variació del període del púlsar binari PSR 1913+16. La corbacontínua és el que prediu la teoria de la relativitat i els punts són lesmesures realitzades.

Anys

P e r í o d e

d e l p ú l s a

r b i n a r i

7/21/2019 FN i QSO3C273


32

2.4.2.2. Forats negres supermassius

Els forats negres supermassius s'acostumen a trobar en els centres de les

galàxies. Tenen una massa entre milions de Ms fins a milers de milions de Ms.

Són uns objectes formats pel col·lapse d’una massa molt gran o per la unió

de varis forats negres en el centre d’una galàxia. Se'n coneixen desenes.

2.4.2.2.1. TIPUS DE GALÀXIES

Les galàxies són les unitats bàsiques de l’Univers i estan repartides en grups

i supergrups de galàxies. Aquestes estan formades per desenes, centenars o

milers de milions d’estrelles, molt gas i pols. Tots aquests elements giren

entorn d’un centre de gran massa, un forat negre.(Figura 21 pàg. 33)

7/21/2019 FN i QSO3C273


33

Figura 21. Tipus de galàxies.

7/21/2019 FN i QSO3C273


34

Els tipus de galàxies peculiars que ens interessen més, en aquest cas, són

les de nucli actiu, les quals es divideixen en:

Quàsars: semblaven estrelles, però al fer l’espectre, els científics van

veure que les línies d’emissió estaven molt desplaçades cap al

vermell, cosa que indicava que s’allunyaven molt ràpidament. Així, als

anys seixanta es va descobrir que eren punts increïblement brillants

que es trobaven molt lluny d’aquí. S’ha descobert que la seva intensitat

és variable i que brillen com moltes galàxies juntes i destaquen per les

emissions de totes les λ. Blàzars: són objectes molt energètics que també es troben molt lluny i

que emeten llum de totes les λ.

Radiogalàxies: són galàxies que emeten feixos enormes de llum a λ

de ràdio, que van en direccions oposades.

Seyfert : es van descobrir l’any 1943 i es descriuen com galàxies

espirals que tenen un nucli molt brillant, molt més brillant que qualsevol

altra galàxia espiral. L’emissió de la seva llum és molt variable.

2.4.2.2.2 La unificació de les quatre galàxies de nucli actiu

Tots aquests últims tipus de galàxies es van descobrir per separat, però els

científics han descobert que són el mateix fenomen vist des de diferents

angles. En concret, si el disc es presenta exactament de perfil, no s'observael nucli, veiem una radiogalàxia. Quan el disc està lleugerament inclinat,

s’observa un quàsar. Si un dels jet12 ens arriba directament a la Terra,

observem un blàzar (Figura 22 pàg. 35).

12 En astrofísica és un doll de matèria que surt disparat en aquest cas d’un forat negre

supermassiu pels dos pols, format per un enorme camp magnètic. Viatja a gairebé la velocitatde la llum per l’espai.

7/21/2019 FN i QSO3C273


35

Així, que es va formular una pregunta: Quin fenomen de l’Univers podria

expulsar tanta energia i de forma tan variable?

L’astrònom Lyndell Bell13 va proposar que un objecte molt compacte amb

molta massa, és a dir amb un enorme potencial gravitatori faria que la matèria

del seu voltant caigués a molta velocitat i formés un disc d’acreció que

arribaria a temperatures altíssimes, emetent una quantitat ingent d’energia i

llum. Només un forat negre podia tenir aquestes característiques.

En aquells moments ja se sabia que hi havia enormes forats negres als

centres de les galàxies, els supermassius (Figura 22).

Quan aquests reben massa d’estrelles o gas proper, escalfen molt la matèria,

fins a milions de graus, emetent llum de qualsevol banda de l’espectre.

13

Lyndell-Bell és un astrofísic anglès nascut l’any 1935 que l’any 1969 va publicar un articleon explicava que els quàsars havien de ser creats per un forat negre supermassiu alcentre de les galàxies

Figura 22. Observació dels centres de les galàxies actives respecte els seus angles vistos des dela Terra.

7/21/2019 FN i QSO3C273


36

En definitiva, aquestes galàxies peculiars contenen un forat negre

supermassiu en el seu centre, i com que són molt joves, tenen molt gas al

seu voltant que pot caure cap al forat negre i per això són actius. Milers de

milions d'anys després, les galàxies mantenen el forat negre central, però ja

no hi ha gas al seu voltant, de manera que deixen de ser galàxies actives.

Però totes les galàxies contenen un forat negre en el seu centre? Estudis

recents estan demostrant que sí.

Les galàxies interactives són aquelles que han variat la seva forma degut a

les forces de marea d’altres galàxies properes. Quan s’acosten molt poden

xocar entre elles fins a quedar unides. En aquests casos, el forat negre dels

centres de les galàxies, s’acosten i finalment xoquen i s’uneixen entre ells,

formant probablement, una enorme explosió de rajos γ i X (Figura 23).

Figura 23. En aquesta galàxia formada pel xoc de dues anteriors, es poden observar dos

nuclis, que, segurament s’estaran acostant per a finalment, xocar.

7/21/2019 FN i QSO3C273


37

2.4.2.2.2. El Forat Negre del centre de les galàxies

Sembla que gairebé totes les galàxies tenen forats negres, excepte les

nanes i les de pèsol verd. La grandària pot ser entre 4 Rs i l’òrbita d’Urà,

aproximadament unes 20 UA14.Fins ara, el forat negre més massiu que s’ha

descobert té una massa de 40.000 milions de Ms15. Es troba molt lluny d’aquí,

a uns 12.100 milions d’anys llum, i va associat a un hiperlluminós quàsar.

S’ha observat que existeix una relació entre la massa del f orat negre i la

massa total de la galàxia. Aquest forat negre es forma quan la galàxia és

jove i ajuda a l’equilibri de forces d’aquesta, enlloc de destruir -la com es creu

popularment.

Al 2012, però, es va trobar un forat negre enorme, de 17.000 milions de Ms

en una galàxia relativament petita, però poc temps després es va determinar

que la seva massa era d’uns 5.000 milions de Ms. Va haver-hi un altre

descobriment semblant l’any 2014 i aquest de moment no s’ha pogut

desmentir.

En les etapes més joves, el forat negre té material a prop per engolir iprodueix molta llum, però després es torna inactiu quan no hi cau més

matèria. En definitiva, en les galàxies properes i en la Via Làctia mateix, els

seus voltants no s’il·luminen.

Segons les teories actuals, després del Big Bang, les primeres estrelles eren

enormes, de centenars, milers o més Ms. Quan van morir, van acabar totes

en forats negres, que van començar a exercir un camp gravitatori que

atrapava la següent generació d’estrelles en les galàxies.

Si un astronauta volgués entrar en un forat negre supermassiu, no tindria

l’efecte de l’espaguetització, degut a què les forces de marea són molt més

dèbils en un forat negre supermassiu que en un estel·lar.

14

Unitat astronòmica (UA):unitat de mesura de distància que representa la distància entre laTerra i el Sol, aproximadament uns 150 milions de quilòmetres.15 Unitat de mesura de la massa del Sol, aproximadament 1,989x1030 kg.

7/21/2019 FN i QSO3C273


38

2.4.2.2.3. El forat negre central de la Via Làctia

La Via Làctia és una galàxia espiral amb una barra central i un bulb poc

brillant. Té un diàmetre de cent mil anys llum i 300.000 milions d’estrelles

aproximadament i una gran part de la seva massa és formada per matèria

fosca. El seu forat negre central té una massa d’aproximadament uns 4

milions de Ms i mesura aproximadament, 45 UA o 6750 milions de km (Annex

7.6 de la pàg. 81).

Aquest forat negre s’anomena Sagitari A* i és una potent font de ràdio molt

compacta i brillant. Es va descobrir l’any 1974 i des de l’any 2002 i durant deu

anys es van estar observant els moviments de les estrelles més pròximes aell (Figura 24).

Figura 24. Òrbites de les estrelles més properes al forat negredel centre de la Via Làctia. Les S demostren les òrbitesd’estrelles properes a aquest forat negre. Es van estudiar durant10 anys per arribar a aquest esquema.

7/21/2019 FN i QSO3C273


39

Aquest forat negre és inactiu, però de tant en tant, un núvol de gas es pot

acostar massa a ell fent que aquest l’engoleixi i es torni actiu durant un cert

període de temps.

Es creu que fa uns dos milions d’anys va engolir una estrella o un núvol de

gas força gran perquè es troben brots de rajos γ allunyant-se de la nostra

galàxia.

L’any 2008 es va predir que un núvol de gas passaria aproximadament al

2014 molt a prop. (Figura 25). Va generar molta expectació, però al final va

ser una decepció, perquè no es va reactivar.

Tot i que l’any passat no es va reactivar sabem que, fa uns 25.000 anys, va

haver-hi un brot de rajos γ del centre de la Via Làctia, segurament causat per

l’activament del seu forat negre, a l’engolir algun astre (Figura 26).

Figura 25. Evolució del núvol de gas al voltant del forat negre central de la Via Làctia enels últims anys.

Figura 26. Imatge captada pel telescopi FERMI, captant només rajos γ.

7/21/2019 FN i QSO3C273


40

2.4.2.3 Forats negres de massa intermèdia

Es creu que existeix un tipus de forat negre que no té una massa

supermassiva però que tampoc és tan petita com la dels estel·lars. Aquest es

trobaria al centre del cúmul globular d’estrelles, on els xocs entre elles són

freqüents. Aquests forats negres serien proporcionals a la mida del cúmul

globular, i la seva massa oscil·laria entre les cent i alguns milers de Ms, i el

radi, de poc més de 300 km fins a 30.000 km, aproximadament.

Tot i que no s’hagin descobert directament, hi ha un parell de candidats, com

per exemple (Figura 27):

-M15 és un cúmul globular

que es troba al centre de la

nostra galàxia, el qual té al

centre un punt d’

aproximadament, (1000-

4000) Ms, ja que les estrelles

properes orbiten al voltant

d’ell a gran velocitat. Aquest

punt podria ser un forat

negre, però un conjunt

d’estrelles de neutrons i

nanes blanques farien el

mateix efecte. S’està

estudiant el seu centre des de l’any 1975.

-G1 és un possible cúmul globular que es troba en la galàxia d’Andròmeda i

que té un centre que equivaldria a 20.000 Ms. Estudis recents demostren que

en realitat, podria ser el centre d’una galàxia nana engolida per la gran

Andròmeda.

Molts cops s’ha anunciat que s’han descobert forats negres de massa

intermèdia, com l’any 2004, quan es va dir que al centre d’un cúmul globular

s’havia trobat una estrella gegant vermella que estava perdent l’atmosferaorbitant molt a prop del centre del cúmul. No tots els científics ho van

Figura 27. Cúmuls globulars M15 i G1.

7/21/2019 FN i QSO3C273


41

acceptar, però molts creuen que és una estrella que està sent engolida per un

forat negre de massa mitjana, ja que també es van veure explosions de raigs

X propis d’un disc d’acreció al voltant del forat negre.

Es pensa que l’Univers té tres maneres de crear forats negres de massa

mitjana:

1. En el centre d’un cúmul es produeixen moltes supernoves amb els

conseqüents forats negres. La densitat d’estrelles és enorme i els

forats negres estan a prop i xoquen entre ells formant-ne de més

grans.

2. En un cúmul amb molta densitat d’estrelles, aquestes xoquen entreelles formant algunes estrelles molt massives que es converteixen en

un forat negre més gran que un mateix de mida estel·lar.

3. Podrien ser forats negres primordials que haguessin crescut.

2.4.2.4 Forats negres primordials

Els forats negres primordials són un tipus molt poc massiu i minúscul que no

s’han descobert encara, tot i que molts físics teòrics suposin la seva

existència. Segons aquests, després del Big Bang, les condicions en què es

trobava la matèria eren tan extremes, amb una altíssima densitat, pressió i

temperatura, que petites fluctuacions de la densitat de la matèria podrien

haver creat forats negres. En aquests, l’horitzó d’esdeveniments és, tant sols,

de la mida d’un àtom i la seva massa mitjana seria d’uns 1015 grams, com

aproximadament, una muntanya, tot i que alguns podrien ser una mica més

massius.

El seu descobriment seria important per dos aspectes:

Podrien contenir molta de la matèria fosca de l’Univers.

Tal com veurem després, des del punt de vista de la física quàntica, els

forats negres s’evaporen. És important perquè els forats negresestel·lars tardarien 1060 anys, però els primordials, molt més petits,

7/21/2019 FN i QSO3C273


42

podrien haver-se evaporat del tot a aquestes alçades, ja que porten

des de l’origen de l’Univers, 13.800 milions d’anys. Si aquestes

evaporacions s’estiguessin produint avui en dia, detectaríem

explosions i emissions de rajos γ molt puntuals i extremes molt lluny

d’aquí, o potser no tant, es podria detectar l’evaporació de forats

negres primordials en l’halo (Annex 7.6 de la pàgina 80) de la Via

Làctia gràcies a la radiació Hawking16. De fet, es detecten cada dia

explosions de rajos γ però no es pot assegurar que siguin produïdes

per aquests fenòmens.

Alguns astrofísics diuen que es podrien reproduir les condicions i crear forats

negres primordials (Figura 28) en els acceleradors de partícules. Actualment,

el satèl·lit GLAST, de la NASA, que orbita la Terra, busca explosions molt

energètiques en l’Univers, incloses les possibles evaporacions de forats

negres primordials.

16 La radiació Hawking és un tipus de radiació que es produeix a l’horitzó de successos delsforats negres. És formada per efectes de tipus quàntic. Porta el nom del famós científicStephen Hawking, qui va publicar el treball sobre el tema l’any 1976.

Figura 28. Representació artística d’un forat negre primordial.

7/21/2019 FN i QSO3C273


43

2.5. Actualitat científica

2.5.1. Mesurada directament la rotació d’un forat negre

Es tracta del quàsar RX J1131-1231, situat a 6 mil milions d’anys llum de la

Terra. Però no el veiem directament, sinó que una galàxia el·líptica molt més

propera ha fet de lent gravitatòria i ens mostra quatre imatges del quàsar.

Els raigs X es produeixen quan hi ha un disc de gas i pols acretant-se al

voltant del forat negre. Els autors de l’estudi han descobert que els raigs X

provenen d’una regió situada a només tres vegades el radi de l’horitzó

d’esdeveniments del forat negre. Això implica que el forat deu estar girant auna rapidíssima velocitat per permetre que el disc sobrevisqui tan a prop d’ell.

La seva velocitat es calcula que és, més o menys, la meitat de la velocitat de

la llum (Figura 29).

NASA, 5 de març 2014

Figura 29. En aquesta imatge es pot veure lacombinació de múltiples fotografies fetes pels telescopisChandra de raigs X i Hubble en llum visible.

7/21/2019 FN i QSO3C273


44

2.5.2. Forats negres que esgoten el gas de les seves galàxies

Es creu que forats negres supermassius en algunes galàxies provoquen

grans vents que expulsen el gas interestel·lar de les seves galàxies.

L’expulsió del gas pot arribar a exhaurir les seves reserves i provocar que es

deixin de formar noves estrelles a gran escala. La primera evidència d’aquest

escenari s’ha aconseguit gr àcies a la combinació de dos detectors observant

la galàxia IAS F11119+3257: en IR llunya que detecta gran dolls de gas i en

raigs X que observa els vents estel·lars molt a prop del forat negre. La galàxia

observada és del tipus Ultra-Luminous InfraRed Galaxy (ULIRG) i té un

corriment al vermell de 0,189, que la situa a 2000 milions d’anys llum.

Aquesta mena de galàxies es creu que s’han creat a partir de grans xocs

entre galàxies molt massives (Figura 30).

ESA, 4 d’abril de 2015

Figura 30. ESA/ATG

7/21/2019 FN i QSO3C273


45

2.5.3. G2 deu ser un objecte compacte

El mes de setembre de 2014 l’objecte G2 es va aproximar al forat negre

central de la nostra galàxia. Es creia que devia ser un núvol de gas, però en

passar a prop del forat no es va deformar tant com s’esperava, i per això se

suposa que és un objecte més compacte, com ara una estrella jove, amb un

nucli actiu que encara està absorvint material. El mateix forat no ha

experimentat cap augment d’activitat (Figura 31).

ESO, 26 de marc de 2015

Figura 31. Evolució del núvol de gas al llarg dels anys.

7/21/2019 FN i QSO3C273


46

2.5.4. Possible parella de forats negres supermassius en un quàsar

La variació òptica periòdica en el quàsar PG 1302-102 podria ser deguda a la

presència d’una parella molt propera de forats negres amb una gran massa,

tal com s’especula en un article de la revista Nature. Al llarg de nou anys

s'han mesurat 247.000 punts de llum, que apunten a la detecció evident d’una

variabilitat amb un període observat de 1.884 ± 88 dies. Hi ha diverses

explicacions per a aquest fenomen, tot i que la més plausible es la presència

de dos forats negres separats a una distància més petita que un pc 17.

L'existència d'una parella como aquesta podria ser deguda a la fusió entre

dues galàxies (Figura 32).

Nature, 5 de febrer 2015

17 El parsec (pc) és una unitat de longitud usada en astronomia.

Figura 32. Composició de la corba de llum per PG 1302-102, sobre un període de 7338 dies (unsvint anys).

7/21/2019 FN i QSO3C273


47

2.5.5. Es confirma l'existència duna població de quàsars tranquils

Astrònoms del Instituto de Astrofísica de Andalucía han descobert una

població de quàsars tranquils a gran distància. La pràctica totalitat de quàsars

remots coneguts tenen una lluminositat molt alta, fet evident, ja que si no fos

així hauria costat moltíssim trobar-los. Tot i així, fa temps que els científics

pensaven que devien d'haver quàsars més tranquils a gran distància de la

Terra. Ara que els han trobat han pogut comparar-los tant amb els quàsars

ultralluminosos que poblaven l'Univers jove, com amb quàsars més propers

de lluminositat mitjana.

Institut d’Astrofísica d’Andalusia, 29 d'octubre 2014

7/21/2019 FN i QSO3C273


48

3. BLOC PRÀCTIC

7/21/2019 FN i QSO3C273


49

3.1. Material

La part pràctica es divideix en dos apartats. El primer es basa en l’observació

dels astres, per tant, es necessitarà un telescopi i una càmera CCD. La

segona part, consisteix en calcular la magnitud del quàsar 3C273, utilitzant un

software especialitzat, els programes Aladin i Fotodif.

3.1.1. Telescopi

El telescopi que s’utilitza a l’Observatori de Sabadell (Figura 33) és del tipus

newtonià, o de Newton. Pertany al grup dels telescopis reflectors, els quals

es caracteritzen perquè tenen, com a objectiu, un mirall còncau. El primer

telescopi que es va inventar d’aquest grup, és el de Newton, 1670, amb

l’objectiu d’evitar l’aberració cromàtica18 que pateixen els telescopis

refractors.

18Tipus de distorsió òptica provocada per la impossibilitat d’una lent per enfocar tots elscolors en un únic punt de convergència. Es pot corregir combinant dues o més lents.

Figura 33. Telescopi newtonià de l’Observatori de Sabadell.

7/21/2019 FN i QSO3C273


50

El telescopi newtonià té diverses parts (Figura 34):

El tub del telescopi (Figura 35 pàg. 51) està format per un mirall o objectiu

amb forma de paràbola, i un mirall pla, col·locat diagonalment, anomenat

“secundari”. L’objectiu recull la llum incident, i la dirigeix cap el segon mirall, el

qual, l’envia en direcció a la lent del telescopi.

Figura 34. Parts del telescopi newtonià.

7/21/2019 FN i QSO3C273


51

Actualment, aquest sistema segueix sent molt utilitzat.

3.1.2. Càmera CCD

Les càmeres, utilitzades en astronomia, incorporen el detector CCD (charge

coupled device) (Figura 36). Aquest s’encarrega de transformar un senyal

lluminós en un elèctric. Aquesta tècnica es va introduir el 1969, i proporciona

detectors en els dominis: visible, IR i UV.

Figura 36. Detectors CCD.

Figura 35. Parts del tub del telescopi newtonià.

7/21/2019 FN i QSO3C273


52

Una càmera CCD està constituïda per un ventilador, un filtre (per limitar la

quantitat de llum), un peltier (placa de refrigeració), i un xip (detector CCD).

El xip, està format per un circuit integrat gravat en una superfície de sílice,

formant elements sensibles a la llum, anomenats: píxels (Figura 37). Els

fotons que incideixen en aquesta superfície, provoquen l’alliberament d’e-,

càrrega que pot ser llegida i convertida, electrònicament, en una còpia digital

dels patrons de llum que cauen en el dispositiu.

Per entendre millor el funcionament d’una càmera CCD, ho explicarem amb

un exemple clar (Figura 38 pàg. 53). Els píxels seran cubells i els fotons (i/o

electrons), aigua de la pluja. Tots els cubells tenen el mateix temps per recollir

la pluja, tot i que s’omplen d’una quantitat variable d’aigua (1). Aquest procés

comença quan els cubells aboquen el seu contingut en la columna adjacent

que està buida, ordenadament segons les fletxes del dibuix (2). Al transferir

l’aigua a l’última galleda (3), l’electrònica de la càmera (l’equip de

mesurament del cubell) llegeix aquest moviment, i el converteix en un número

que posteriorment s’emmagatzemarà a l’ordinador (4).

Figura 37. Exemple de píxels d’un teclat.

7/21/2019 FN i QSO3C273


53

Però quan un píxel té masses electrons a dins, l’excés “salta” cap a les

cavitats veïnes, i crea imaginaris artefactes anomenats: blooming o saturacióde l’astre. Un exemple clar, n’és la imatge de la galàxia d’Andromeda (Figura

39), on hi ha detalls de pols als braços de l’espiral que són visibles. Les

estrelles més properes a la galàxia tenen blooming .

Figura 38. Exemple entenedor dels píxels.

Figura 39. Imatge de la galàxia d’Andromeda.

7/21/2019 FN i QSO3C273


54

L’any 1976, es va publicar el primer article astronòmic19 sobre l’ús d’un

detector CCD.

Les càmeres utilitzades en els observatoris astronòmics professionals,

normalment són les de 16 bits, que treballen en blanc i negre. El color s’obté

mitjançant un procés informàtic d’imatges del mateix camp preses amb

diferents filtres per a ≠ λ.

3.1.3. Ordinadors

No hi ha un requeriment específic en quant a la potència i processament dels

ordinadors. Tanmateix, no cal dir que, en tractar-se d'anàlisi de dades

fotogràfiques, com més bona sigui la configuració, menys temps trigarà en fer

els càlculs.

3.1.4. Software especialitzat

Aladin: programa que connecta

l’ordinador a catàlegs, amb informació

dels astres, que es troben a la xarxa.

Així, s’evita descarregar -se gigues de

dades innecessàries. Serveix també per

a identificar l’astre a partir d’una

fotografia superposant-hi el quadrant delcatàleg corresponent. A més es pot

consultar informació astronòmica

(magnituds, coordenades), amb més o

menys precisió (Figura 40).

19 Article titulat Astronomical imaging applications for CCDs, de B. A. Smith, i va ser publicat aJPL Conf on Charge-Coupled Device Technol, andAppls. (pàgines 135-138).

Figura 40. Logo del programa Aladin.

7/21/2019 FN i QSO3C273


55

Fotodif: mitjançant les magnituds dels astres que envolten un forat

negre, per exemple, permet calcular la brillantor d’aquest. A més,

dibuixa gràfiques de la magnitud respecte el temps, de l’astre desitjat

(Figura 41).

Microsoft Excel: serveix per a fer operacions matemàtiques de forma

ràpida i còmoda a l’ordinador. A més, fa taules i és compatible amb el

Microsoft Word (Figura 42).

Figura 41. Logo del programa Fotodif.

Figura 42. Logo del programa MicrosoftExcel.

7/21/2019 FN i QSO3C273


56

3.2. Mètode

3.2.1. Observacions

Utilització del telescopi i de les càmeres

- Procediment d’ús del telescopi i de preparació de les càmeres per a la

mesura fotomètrica.

Els darks són fotografies d’exposició totalment fosques, que normalment es

fan amb la tapa posada. La seva funció és eliminar els píxels obsolets i elsoroll tèrmic causat per l’electrònica de la pròpia càmera. N’hi ha de dos

tipus:

Dark de 30 segons d’exposició: tracta directament la imatge del

quadrant desitjat (Figura 43).

Figura 43. Dark de 30 segons

7/21/2019 FN i QSO3C273


57

Darks de 5 segons d’exposició: tracten els flats (Figura 44).

Els flats són fotografies d’exposició clara, que es poden fer encenent els

llums de la cúpula o amb la llum solar que resta del capvespre i tracten la

imatge eliminant les partícules de pols situades en el xip i que apareixen en

forma de taques (Figura 45).

Figura 44. Dark de 5 segons

Figura 45. Flat de 5 segons

7/21/2019 FN i QSO3C273


58

En primer lloc, mitjançant l’ordinador que opera el telescopi, hem refredat la

càmera aproximadament a -6ºC.

Un cop encès el telescopi, encara amb la tapa posada hem fet deu darks de

trenta segons d’exposició amb l’objectiu de fer desaparèixer el soroll tèrmic

causat per l’electrònica de la càmera i per eliminar els píxels obsolets

directament de la imatge.

Seguidament, hem fet deu darks més per tractar els flats que farem a

continuació. Hem tret la tapa i hem fet deu fotografies d’exposició flat de cinc

segons amb la funció d’eliminar taques causades per partícules de pols

situades en el xip de la càmera.

S’ha calibrat el telescopi, mitjançant el programa Cartes del cel en un

ordinador: enviant les coordenades de l’estrella Alfa Centauri al telescopi de

manera que, automàticament, aquest ha apuntat al quadrant desitjat.

Mitjançant Cartes del cel , on l’estrella ja estava centrada, s’ha aconseguit que

el telescopi es situés igual que el programa.

Aleshores s'ha dirigit el programa al quadrant del quàsar 3C273 i s'ha enviatel telescopi. En un primer moment no s’ha reconegut el quadrant del

programa d’ordinador amb el del monitor que mostrava la imatge del

telescopi. Poc després, s’ha entès que la imatge del telescopi s’havia invertir i

s’ha trobat el quadrant objectiu. Així, s’ha trobat el quàsar, s’ha centrat, i s’han

fet vint fotografies de trenta segons d’exposició de l quadrant. Aquestes, s’han

pretractat amb els flats i els darks fets anteriorment i el resultat són imatges

nítides i sense sorolls on es pot identificar perfectament el quàsar i amb lesquals podrem realitzar la fotometria.

3.2.2. Fotometria

La fotometria és la ciència que s’encarrega de mesurar la magnitud aparent

dels astres, és a dir, la brillantor que percep l’ull humà. En aquest cas,s’utilitzarà la fotometria per calcular la magnitud aparent del quàsar 3C273.

7/21/2019 FN i QSO3C273


59

S’han utilitzat els programes d’ordinador Aladin i FotoDif.

L’objectiu d’aquest apartat és, mitjançant tres programes d’ordinador i les

fotografies realitzades en l’observació, calcular la magnitud del quàsar

3C273.

Passos que hem seguit:

1. Posem en funcionament el programa Aladin i pressionem la carpeta

d’obrir situada a dalt a l’esquerra. Quan surti un quadre al centre de la

pantalla, ens dirigim a l’esquerra d’aquest i trobarem una opció que

s’anomena “Aladin images”.

On ens demana el nom de l’astre hi escrivim: 3C273 i es cerca un

camp de mides d’uns tretze, catorze o quinze minuts d’arc

aproximadament (mida de la fotografia feta pel telescopi. Pressionem

la opció “submit”.

7/21/2019 FN i QSO3C273


60

2. Dins del mateix quadre, situat a la dreta, trobem l’opció “surveys”.

Pressionem i ens surt una llista de catàlegs. Ens interessen en els:

GSC 2.3, UCAC 4, NOMAD 1 i USNO A2, ja que són els que

contenen la informació que necessitem. En aquest cas seleccionem el

catàleg GSC 2.3, i pressionem la opció “submit”.

3. Tanquem el quadre i ens trobem amb la fotografia i el quadrant del

catàleg d’estrelles superposat.

7/21/2019 FN i QSO3C273


61

4. Busquem tres o més astres de mida similar a l’investigat i anotem la

magnitud (la trobem pressionant l’astre). Utilitzem el filtre vermell, ja

que el telescopi utilitzat fa les fotografies en aquest color. No ens

interessa buscar la magnitud d’estrelles molt grans ja que aquestes

estan saturades.

Pressionem el quàsar, i anotem les coordenades (que són a dalt), i la

seva magnitud en filtre vermell.

Nota: també es pot fer un esquema del quadrant per a situar millor les

estrelles amb la magnitud anotada en la fotografia en el següent

programa.

7/21/2019 FN i QSO3C273


62

5. Obrim el programa Fotodif i

pressionem la tecla “Llista

d’imatges”. A la següent finestra

buscarem la carpeta on tenim

totes les imatges pretractades

(de l’observació, en format “fit”), i

les seleccionem. En el nostre

cas vam haver de triar les

imatges convenients: les no

tractades, els flats i els darks.

Finalment, obrim les imatges.

Nosaltres n’hauríem hagut de

tenir vint, però per desgràcia,

només en tenim set

d’adequades. De la fotografia

vuit a la vint, estan mogudes.

7/21/2019 FN i QSO3C273


63

6. Després de seleccionar les set fotografies i obrir-les, s’obre un finestra

on ens demanen les coordenades exactes del quàsar 3C273 i les del

punt d’observació. En el nostre cas, hem hagut de canviar l’orientació

de la longitud d’oest a est. Finalment, pressionem l’opció “acceptar ”.

7/21/2019 FN i QSO3C273


64

7. Ens tornarà a sortir el quadre inicial, i hem de pressionar “Selecció

d’estrelles”. Llavors, ens apareixerà la nostra fotografia invertida. Per

tant, amb l’ajuda del dibuix fet anteriorment, haurem de situar el

quàsar. Al seleccionar un astre, ens surt una finestra on haurem de

marcar l’opció “calibrat” i escriure la magnitud d’aquest on ens indica

que escrivim el nom. Aquest procediment, s’ha de repetir amb tots els

astres que envolten el quàsar. Però amb el forat negre, s’ha de marcar

l’opció “variable” i introduir -hi el nom, és a dir, 3C 273.

Quan en la pantalla ens surten tots els astres seleccionats i amb el

nom, fem que el programa guardi les posicions, i pressionem

“acceptar”.

7/21/2019 FN i QSO3C273


65

8. Quan surti la finestra principal, seleccionem “procés”. Així, el

programa, analitzarà les diferents fotografies assignades. Al finalitzar,

pressionem l’opció “gràfics”.

7/21/2019 FN i QSO3C273


66

9. Amb el gràfic davant, ens dirigim a baix a la dreta, i pressionem l’opció

de “configuració” i canviem de “fotometria relativa” a “fotometria

absoluta”.

10. Tanquem la finestra i un altre cop en l’apartat de gràfics, seleccionem

la pestanya d’informe. Ens guardem l’arxiu, i seguidament tanquem el

programa.

7/21/2019 FN i QSO3C273


67

11.Posem en funcionament el programa Microsoft Excel i obrim l’informe.

Si no es troba a la carpeta on s’ha guardat, hem de seleccionar el

format de tots els arxius, i d’aquesta maner a, apareixerà.

12.Ens apareix una finestra, on hem de seleccionar l’opció “delimitats”, i

pressionem “endavant”.

7/21/2019 FN i QSO3C273


68

13. En el següent quadre, entre la primera columna i la segona, hem

d’afegir una barra espaiadora mitjançant un clic, i tornem a pressionar

“endavant”.

14.En l’última finestra, seleccionem “opcions avançades” i en el quadre

que s’obre, canviem la separació de decimals de comes a punts i la

separació de milers de punts a espais en blanc. Pressionem

“acceptar”, i finalitzem. Ja tenim el fitxer obert.

7/21/2019 FN i QSO3C273


69

15. Com que només ens calen les tres primeres columnes: A, B i C,

suprimim les sobrants. A més, ampliem la columna A per tal de què

tota la informació sigui llegible.

16. Finalment, per a fer la mitjana, seleccionem una cel·la, i hi escrivim:

=MITJANA(B11, B12, B13, B14, B15, B16, B17). Li donem a “enter”, iautomàticament, el programa ens calcularà la mitjana aritmètica, que

ens proporcionarà la magnitud del quàsar 3C 273.

7/21/2019 FN i QSO3C273


70

4. Resultats

4.1. Observacions

Després de fer totes les 20 fotografies del quadrant del quàsar 3C273, amb

una exposició de 30 segons cada una (Figura 46), es van pretactar. Després

d’aquest procés es va fer una mitjana de les 30 fotografies i ens ha donat la

següent imatge, que és la final (Figura 47 pàg. 71).

Figura 46. Fotografia sense tractar del quadrant del quàsar 3C273.

7/21/2019 FN i QSO3C273


71

4.2. Fotometria

Dades obtingudes després d’haver fet la fotometria, i magnitud del quàsar

3C273.

Nº DE FOTOGRAFIA DATA JULIANA MAGNITUD APARENT ERROR

1 245.721.436.482 12.880 0.022

2 245.721.436.521 12.907 0.022

3 245.721.436.559 12.893 0.022

4 245.721.436.597 12.884 0.022

5 245.721.436.635 12.883 0.022

6 245.721.436.673 12.812 0.021

7 245.721.436.712 12.880 0.022

MAGNITUD APARENT MITJANA

12.877

Figura 47. Fotografia final del quadrant del quàsar 3C273.

7/21/2019 FN i QSO3C273


72

5. Conclusió

Partint de la hipòtesi de l’existència dels forats negres i vistes les dades

aportades, es pot concloure que els forats negres són, efectivament, objectes

astronòmics que han saltat de la categoria de teòrics a elements tangibles

dels quals s’han pogut mesurar variables físiques, com són les radiacions que

hi emeten en forma de quàsars.

En aquest treball s’ha abordat el concepte dels forats negres tant des d’un

punt de vista teòric com des d’un punt de vista pràctic. Des d’una perspectiva

temporal s’han exposat tant les teories que s’han estudiat fins ara juntamentamb les millors tècniques per a la seva observació i s’hi mostren les novetats

científiques més actuals que, sens dubte, contribuiran a obrir noves línies

d’investigació futures.

5.1. Valoració personal

Després d’haver realitzat aquest treball, el podem qualificar d’interessant, ja

que l’hem fet sobre un tema que desperta molta curiositat. Gràcies al campus

d’astronomia que vam realitzar al juliol, hem après moltes coses sobre els

forats negres. El Treball de Recerca no ens ha resultat ni curt ni fàcil, però no

hem tingut cap problema a l’hora de treballar en equip. Ens ha encantat la

idea de fer un treball sobre una temàtica tan adequada als nostres gustos.

7/21/2019 FN i QSO3C273


73

6. Referències bibliogràfiques i webgràfiques

Web de l’agrupació astronòmica de Sabadell:

http://www.astrosabadell.org/ca Material del curs astronòmic:

http://www.astrosabadell.org/ca/activitats/activitats-per-a-

joves/campus-d-astro/184-campus-forats-negres

Descàrregues de programes:

http://www.astrosurf.com/orodeno/fotodif/

http://aladin.u-strasbg.fr/java/FAQ.htx#ToC3

Recerca d’informació:

http://media4.obspm.fr/public/VAU/instrumentacion/instrumento/ccd/cam

ara-ccd/APPRENDRE.html

https://ca.wikipedia.org/wiki/Forat_negre

https://es.wikipedia.org/wiki/Radiaci%C3%B3n_de_Hawking

http://www.xtec.cat/~rmolins1/univers/cat/negres.htm

http://www.nasa.gov/audience/forstudents/k-4/stories/nasa-knows/what-

is-a-black-hole-k4.html

http://www.space.com/15421-black-holes-facts-formation-discovery-

sdcmp.html

https://es.wikipedia.org/wiki/Relatividad_general

https://ca.wikipedia.org/wiki/Via_L%C3%A0ctia

http://platea.pntic.mec.es/~jdelucas/singularidades.htm

http://www.specinst.com/index.html

Carl Sagan. Cosmos. Sisena edició. Editorial Planeta. ISBN: 84-320-3626-9.

Martin Rees. Universe – The Definitive Visual Guide. Primera edició.

Editorial Pearson Educación, 2006. ISBN: 84-205-5141-4.

Tipus de forats negres:

https://es.wikipedia.org/wiki/Microagujero_negro

https://ca.wikipedia.org/wiki/Forat_negre_supermassiu

https://es.wikipedia.org/wiki/Agujero_negro_estelar

http://www.astrosabadell.org/ca


http://www.astrosabadell.org/ca/activitats/activitats-per-a-joves/campus-d-astro/184-campus-forats-negres









http://media4.obspm.fr/public/VAU/instrumentacion/instrumento/ccd/camara-ccd/APPRENDRE.html











http://www.nasa.gov/audience/forstudents/k-4/stories/nasa-knows/what-is-a-black-hole-k4.html





http://www.space.com/15421-black-holes-facts-formation-discovery-sdcmp.html








































7/21/2019 FN i QSO3C273


74

7. Annexos

7.1. Interaccions fonamentals

La interacció nuclear forta és aquella que permet als quarks formar hadrons20.

Les partícules guanyen càrrega de color 21. Tot i ser la interacció més forta,

només té un abast d’un radi atòmic. Segons el model estàndard, la partícula

d’aquesta força és el gluó22. Aquesta interacció només és atractiva.

La interacció electromagnètica es succeeix entre partícules amb càrregaelèctrica i té un abast infinit. És molt més forta que la gravetat. Inclou la força

electrostàtica, és a dir, amb càrregues en repòs i la força combinada entre

l’electricitat i el magnetisme. Dirac23 va començar la teoria electrodinàmica

quàntica, que es va enllestir als anys quaranta.

La interacció nuclear dèbil s’associa amb la càrrega de sabor 24 que tenen els

quarks i els leptons25. És menys potent que la forta i té el mateix abast.

També és només atractiva.

La teoria de Glashow-Weinberg-Salam estudia la interacció

dèbil i l’electrodinàmica quàntica de manera unificada en el

model anomenat electrodèbil.

Segons el model estàndard aquesta força va associada als

bosons W i Z, que són partícules molt massives.

La interacció gravitatòria és la més famosa, i actua en llargues

distàncies tot i ser la més dèbil. Una característica important és

que, pel que sabem, només és atractiva. És la interacció més

20Un hadró és una partícula composta formada de quarks units per la força nuclear forta21La càrrega de color és una característica dels quarks, són els canvis d’aquests en el

moment de l’intercanvi de gluons. 22Un gluó és un bosó que actua com a mediador en la interacció nuclear forta amb les

partícules amb càrrega de color, com els quarks o els mateixos gluons.23Paul Dirac va ser un físic teòric que va contribuir en les teories de la mecànica quàntica i

l’electrodinàmica quàntica durant el segle XX. 24El sabor és una característica que defineix sis tipus de quarks. Cada un d’aquests tipus pot

tenir els tres tipus de color, així que existeixen divuit tipus de quarks. El sabor és elnombre quàntic de les partícules elementals relacionat amb la seva interacció dèbil.25Els leptons comprenen els electrons, els muons i els tauons.

https://es.wikipedia.org/wiki/Sheldon_Lee_Glashow


https://es.wikipedia.org/wiki/Steven_Weinberg


https://es.wikipedia.org/wiki/Abdus_Salam






7/21/2019 FN i QSO3C273


75

important ja que creix proporcionalment amb la massa.

Segons la teoria de la relativitat general, la gravetat no és més

que una manifestació de la deformació de l’espai-temps degut a

les enormes masses d’estrelles, per exemple.

Segons el model estàndard, la força gravitatòria és deguda a

una partícula, de moment hipotètica, anomenada gravitó.

Interacció Teoria descriptiva Partícules

mitjanceres

Força

relativa

Abast

(m)

Nuclear forta Cromodinàmica quàntica Gluons 1038 10-15

Electromagnètica Electrodinàmica quàntica Fotons 1036 ∞

Nuclear dèbil Teoria electrodèbil Bosons W i Z 1025 10-18

Gravitatòria Relativitat general Gravitons (hipotètics) 1 ∞

7/21/2019 FN i QSO3C273


76

7.2. Taula periòdica dels elements

7/21/2019 FN i QSO3C273


77

7.3. Singularitat

La singularitat que existeix en tots els forats negres, es defineix d’acord

amb la teoria de la relativitat general.

Singularitat: objecte que es comprimeix fins arribar a tenir una densitat

molt elevada. Tant és així, que es crea una força de gravetat molt gran

que provoca que res s’hi pugui escapar una vegada a dins (Figura 48).

La singularitat està envoltada per una regió anomenada “horitzó

d’esdeveniments”, que delimita la sortida d’objectes. Va ser Karl

Schwarzschild qui, l’any 1916, va descriure una fórmula per calcular elradi d’aquesta superfície. El va anomenar Radi de Schwarzschild (Figura

49):

ℎ =22

Robert Oppenheimer i Hartland S. Snyder, l’any 1939, van publicar un

article on es demostrava, mitjançant fórmules, que una estrella es podia

convertir en una singularitat al comprimir-se molt.

Figura 49. Forat negre vist des de dalt.Figura 48. Forat negre vist des d’un costat.

G= constant gravitacional de Newton= 6,67x10- N·m /kg

M= massa del forat negrec= velocitat de la llum= 299.792.458 m/s

7/21/2019 FN i QSO3C273


78

Anys després, els físics es van preguntar quina velocitat necessitaria un

objecte o persona, per sortir de la singularitat d’un forat negre un cop a

dins. Mesura que van anomenar: velocitat d’escapament (Figura 50).

Per arribar a la fórmula resultant van seguir aquests passos :

V = Velocitat d’escapament Ep = energia potencial

M = massa del forat negre Em = energia mecànica

R = Radi Schwarzschild G = constant gravitacional de Newton= 6,67x10-11 N·m2/kg2

Ec = Energia cinètica

Figura 50. Esquema de la velocitat d’escapament.

7/21/2019 FN i QSO3C273


79

7.4. Diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

7/21/2019 FN i QSO3C273


80

7.5. Forats negres estel·lars descoberts

En aquest dibuix es mostren 21 dels 23 forats negres estel·lars coneguts.

Tots ells es troben en sistemes binaris i són forts emissors de raigs X.

7/21/2019 FN i QSO3C273


7.6. Parts de la Via Làctia

La Via Làctia és una galàxia espiral molt

gran i brillant (Figura 51). És una espiral

barrada de tipus SBc de braços oberts i

bulb poc brillant. Té un diàmetre de 100.000

anys llum. La seva massa és d’un bilió de

Ms, tot i que la majoria està formada per

matèria fosca i conté, aproximadament,

300.000 milions d’estrelles. Totes aquestes

estrelles orbiten al voltant del centre, el qual

és un forat negre supermassiu anomenat

Sagitari A*.

El sol es troba al disc galàctic. Segurament

és una estrella de metal·licitat elevada, a

una distància del centre de aproximadament a 27.169 anys llum. Es mou a

una velocitat de 960.000km/h al voltant del centre, trigant 200 milions d’anys

en voltejar-la totalment, per tant ha fet 25 voltes, és a dir, té 25 anys galàctics.La galàxia té dos braços principals, Scutum Centaurus i Perseus i dos de

secundaris, Saggitarius i Norma. El sistema solar es troba en el petit ramal

d’Orió.

Parts de la Via Làctia (Figura 52):

-Bulb: es situa al centre, amb una densitat molt alta d’estrelles. Té forma

esferoïdal i gira en forma de

sòlid rígid.

-Disc: format bàsicament per

Figura 51. Dibuix de la Via Làctia segons lesúltimes observacions realitzades pel telescopiSpitzer.

FN i QSO3C273

Documents

Transcript of FN i QSO3C273