609 76 52 51 -- ASSOCIACIÓ ASTRONÒMICA SANT CUGAT-VALLDOREIX astronomia-junta@astronomia.cat

 Ressenya Dra. GEMMA BUSQUET (IEEC-CSIC)

Recerca orientada en el camp de la formació estel·lar. L’objectiu: estudiar i caracteritzar el material a gran escala i la seva relació amb el procés de fragmentació que dóna lloc al naixement de les estrelles. Dra. GEMMA BUSQUET Institut de Ciències de l’Espai (CSIC – IEEC) – UAB Doctora en Física per la Universitat de Barcelona (any 2010). “Timing the chemical evolution of the dense gas in high-mass star-forming regions” dirigida pel professor Robert Estalella Boadella (Universitat de Barcelona) i el Dr. Paul T.P. Ho (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, USA)

Transparència sobre l’aspecte electromagnètic de la Via Lútia explicant la composició de “radio contínuum” fins arribar a l’espectre Optical.  Projecta i comenta l’espectre electró-magnètic : longitud d’ones llargues, baixa energia i baixa freqüència compara-t’ho amb longitud d’ona curtes, alta energia i alta freqüència. Continua amb la radiació tèrmica: cada objecte pel fet d’estar a una certa T emet radiació per sí mateix i posa una transparència d’ exemples: el Sol emet amb visibles i el veiem amb els ulls, en canvi, les ones de ràdio tenen una longitud d’ona més gran que la de la llum visible. A la radioastronomia, per poder rebre bons senyals, s’han d’utilitzar grans antenes, o grups d’antenes més petites treballant en paral·lel. La majoria dels radiotelescopis utilitzen una antena parabòlica per amplificar les ones, i així obtenir una bona lectura d’aquestes. La radioastronomia neix a finals de l’any 1920, quan un jove enginyer americà, Karl Jansky estava treballant en Holmdel (New Jersey) en la investigació de les causes de pertorbacions de ràdio d’origen atmosfèric que intervenen amb les transmissions de llarga distància. Jansky va construir una antena (ensenya una transparència d’antena original), formada per una estructura metàl·lica en forma de gàbia  Després de mesos d’intensa investigació Jansky va arribar, a la primavera de 1932, a la conclusió que la font d’aquell soroll estava localitzada en la constel·lació de Sagitari: a l’adreça del nucli de la nostra Galàxia. El descobriment de Jansky va ser continuat per Grote Reber , un enginyer de telecomunicacions que, el 1937, va construir artesanalment un radiotelescopi parabòlic de 9 m de diàmetre al jardí de casa , a uns 65 km a l’oest de Chicago. Amb aquest radiotelescopi (que només observava en la direcció del meridià), Reber va produir un rudimentari mapa del cel en el qual va identificar diverses radiofonts (en Cassiopea, el Cigne i Taure, entre d’altres). John Kraus va fundar el primer observatori de radioastronomia a la Universitat d’Ohio i va publicar un text de radioastronomia. Mentre totes les ones electromagnètiques compreses en l’espectre visible tenen un origen tèrmic (és a dir són conseqüència de l’elevada temperatura a la qual es troba la matèria d’objectes celestes com els estels), les ones electromagnètiques compreses en l’espectre ràdio es deuen, sobretot, al moviment de partícules elementals carregades d’energia; no tots els cossos celestes que són potents emissores d’ones visibles ho són també d’ones electromagnètiques. Per exemple el Sol i les estrelles, que veiem fàcilment a simple vista, són debilíssimes fonts de radiació electromagnètica. Si els nostres ulls fossin sensibles a les ones de ràdio en comptes de a la llum visible, el cel canviaria d’aspecte. El Sol es convertiria en una feble font, la Lluna i els planetes serien gairebé invisibles, gairebé totes les estrelles desapareixerien de l’escena i el cel estaria dominat per una franja intensa, la Via Làctia (corresponent al pla equatorial de la nostra Galàxia). A més d’aquesta franja desmesurada que ocuparia l’íntegra volta del cel, veuríem també fonts aïllades a l’interior de la nostra Galàxia, corresponents a Supernoves, Púlsar, Nebuloses. La radioastronomia ha incrementat notablement els coneixements de l’Univers a tots els nivells, i per a això, el seu instrument de treball és el que coneixem com Radiotelescopi. Un radiotelescopi és una antena reflectora parabòlica que acumula la radiació i la reflecteix a un focus central, on és concentrada. Actualment, la radioastronomia és també, en part, responsable de la idea que la matèria fosca és un important component del nostre univers; els mesuraments de ràdio de la rotació de les galàxies suggereixen que hi ha moltes més massa en les galàxies que la que ha estat observada directament. En resum, la radioastronomia és essencial per a l’exploració de l’Univers i és una gran generadora de tecnologia avançada. Per aconseguir major nitidesa en les observacions (més poder de resolució), els radioastrònoms van desenvolupar la tècnica anomenada “interferometria”. Un interferòmetre és un grup d’antenes que funciona a l’uníson combinant els senyals rebuts en cadascuna d’elles en un “correlador”. S’aconsegueix simular així un instrument de molta més envergadura que un radiotelescopi convencional. En efecte, les antenes individuals poden estar separades per distàncies de diversos quilòmetres, o fins i tot diversos milers de quilòmetres, per aconseguir simular un telescopi que tindria la mateixa mida que la major distància entre aquestes antenes. D’aquesta manera, utilitzant telescopis repartits per tota la Terra s’arriba a simular un radiotelescopi tan gran com el nostre planeta . Mitjançant aquesta tècnica s’aconsegueix el rècord de nitidesa (de poder de resolució) que és capaç l’astronomia de qualsevol tipus.

Entrem a la Formació estel·lar:  La formació d’una estrella és un procés molt complex que té lloc als nuclis densos moleculars, regions molt fredes – les temperatures ronden -250 º C aproximadament – i molt denses immerses en els núvols moleculars. Estan composts principalment per hidrogen molecular (H2) i, en menor mesura, heli així com traces de molècules més complexes. Com l’H2 no pot detectar-se en el rang de les ones  de ràdio, s’observa l’emissió produïda per altres molècules que tracen la seva presència. La nebulosa de la Pipa es troba a la constel·lació de Ofiuco a una distància de 470 anys llum. És visible a simple vista com una taca negra en forma de pipa sobre el fons brillant d’estrelles cap al centre de la nostra galàxia. Aquesta nebulosa és coneguda per contenir més d’un centenar de nuclis densos moleculars que tenen una massa similar a la del Sol. La nebulosa de la Pipa és peculiar ja que conté molt poques estrelles en formació, mentre que núvols moleculars similars en grandària i massa – com les situades a les constel•lacions de Taure i Perseu – presenten centenars d’estrelles joves. L’estudi de la nebulosa de la Pipa s’ha realitzat amb el radiotelescopi de 30 metres de diàmetre de IRAM (Institut de Radioastronomia Mil·limètrica), ubicat al Pico Veleta de Sierra Nevada a 2850m d’alçada. Utilitzant un nou espectròmetre d’alta resolució espectral i de gran amplada de banda – capaç de cobrir la meitat del rang espectral observable des de la Terra en la longitud d’ona de 3 mm – s’ha aconseguit obtenir espectres d’una quinzena de nuclis densos distribuïts al llarg de la nebulosa de la Pipa. Mitjançant un estudi extensiu i intensiu, els científics han aconseguit determinar les diferents espècies químiques presents en els nuclis densos i, a partir del seu diferent comportament en funció de la densitat, classificar-los segons l’estat evolutiu en el què es troben. Els nuclis de menor densitat presenten una composició química més pobra, mentre que els nuclis més densos són més rics químicament. Les transparències que exposa la Dra. Busquet, explicant gràficament la formació dels estels estel·lar, procés pel qual grans núvols de gas, i grans masses de matèria, que hi ha en les galàxies, formant extensos núvols moleculars que es transformen en estels.

Carme Mas-AASCV

Translate »