Download - 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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 2/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 3/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 4/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 6/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 8/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 9/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 10/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 11/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 12/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 13/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 14/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 15/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 16/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 17/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 18/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 19/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 20/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 21/84
18
Figura 13. Sèries espectrals.
7/21/2019 FN i QSO3C273
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 22/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 23/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 24/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 25/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 26/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 27/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 28/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 30/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 31/84
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.
Estrelles entre 9 - 30 Ms: Es convertiran en gegants vermelles,
explotaran en forma de supernoves i formaran estrelles de neutrons.
Estrelles entre 30 - 100 Ms: Es convertiran en gegants vermelles,
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 32/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 33/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 34/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 35/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 36/84
33
Figura 21. Tipus de galàxies.
7/21/2019 FN i QSO3C273
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 37/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 38/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 39/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 40/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 41/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 42/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 43/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 44/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 45/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 46/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 47/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 48/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 49/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 50/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 52/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 53/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 54/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 55/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 56/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 57/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 58/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 59/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 60/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 61/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 62/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 63/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 64/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 65/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 66/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 67/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 68/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 69/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 70/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 71/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 72/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 73/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 74/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 75/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 76/84
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
7/21/2019 FN i QSO3C273
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 77/84
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.
7/21/2019 FN i QSO3C273
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 78/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 79/84
76
7.2. Taula periòdica dels elements
7/21/2019 FN i QSO3C273
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 80/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 81/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 82/84
79
7.4. Diagrama Hertzsprung-Russell (HR)
7/21/2019 FN i QSO3C273
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 83/84
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
http://slidepdf.com/reader/full/fn-i-qso3c273 84/84
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.