Un univers transparent d’estels i de planetes (James Peebles, Michel Mayor, Didier Queloz; Premi Nobel de Física, 2019)

Astronomia: Avui s’ha comunicat la concessió del Premi Nobel de Física d’enguany “per contribucions a la nostra comprensió de l’evolució de l’univers i del lloc de la Terra en el cosmos“. La primera meitat, dedicada a la cosmologia, ha estat concedida a James Peebles “per descobertes teòriques en cosmologia física“. La segona meitat, dedicada a la planetologia, ha estat concedida conjuntament a Michel Mayor i Didier Queloz, “per la descoberta d’un exoplaneta al voltant d’un estel de tipus solar“, 51 Pegasi b (1995).

Jim Peebles

Phillip James Edwin Peebles (*Winnipeg, 25.4.1935) es graduà a la University of Manitoba. En el 1958 començà el doctorat a Princeton University, amb una tesi supervisada per Robert Dicke (1916-1997). Dedicat a la cosmología física, des de Princeton ha estudiat teòricament aspectes de la radiació còsmica de fons, la nucleosíntesi primigènia, la inflació cosmològica, la matèria fosca i l’energia fosca.

Michel Mayor

Michel G. E. Mayor (*Losena, 12.1.1942). Es graduà a la Universitat de Losena el 1966. Es doctorà a la Universitat de Geneva el 1971. Investigador associat de l’Observatori de Geneva des del 1971, el 1984 esdevingué professor associat del Departament d’Astronomia de la universitat ginebrina. El 1988 passà a ésser professor titular. Entre 1998 i 2004 fou el director de l’Observatori. En el 2007 es retirà de la docència, però continuà vinculat a la recerca de l’Observatori.

Didier Queloz

Didier Queloz (*23.2.1966) era estudiant de doctorat sota la supervisió de Mayor a la Universitat de Geneva quan feren història amb el report del primer planeta detectat al voltant d’un estel de seqüència principal, 51 Pegasi. És professor de la Universitat de Geneva i de la Universitat de Cambridge.

El model de Big Bang sobre l’origen de l’univers

Fa 60 anys, quan Peebles entrava en el camp de la cosmologia física, hom era encara lluny de desenvolupar un model cosmològic estàndard. El grup de Dicke i Peebles realitzà aportacions teòriques sobre la radiació còsmica de fons. En el marc del model de Big Bang, la radiació còsmica de fons resulta de la transparentització de l’univers primitiu, quan la temperatura havia davallat a 3000 K 400.000 anys després del Big Bang. L’expansió de l’univers ha fet que aquesta radiació s’hagi desplaçat cap a la banda de les microones.

El 1965 la radiació còsmica de fons fou detectada efectivament per Arnold Penzias i Robert Wilson. Dicke et al. (1965) n’explicaren la rellevància teòrica per refermar la idea d’un estat inicial calent de l’univers (el Big Bang). Peebles investigà les implicacions sobre l’evolució de l’univers primitiu i la formació de galàxies (Peebles, 1965).

Les dades de Penzias i Wilson permetien afinar la temperatura equivalent de la radiació còsmica de fons, que seria de 3 K. Peebles treballà sobre com connectava aquesta temperatura amb la densitat de l’univers primigeni (“primeval fireball”) i amb la formació de nuclis atòmics (deuteri, heli-3, heli-4, etc.) (Peebles, 1966a; Peebles, 1966b). El model teòric de Peebles indicava que la nucleosíntesi associada al Big Bang s’havia reduït a la formació de tan sols dos elements químics: l’hidrogen i l’heli.

Peebles & Dicke (1968) teoritzaren que inhomogeneïtats en l’univers primitiu podrien explicar l’origen dels cúmuls estel·lars globulars, fins i tot abans de la formació de les galàxies al voltant de les quals ara orbiten. Les anisotropies en la radiació còsmica de fons fornien informació addicional sobre l’univers primitiu. Peebles & Yu (1970) estudiaren la pertorbació adiabàtica primigènia amb mètodes numèrics.

Estudis sobre la dinàmica de galàxies indicaven l’existència de més matèria que no pas la que es computava en estels i nebuloses. Ostriker & Peebles (1973) feren un estudi numèric sobre l’estabilitat de galàxies aplanades, que exigia una massa notable als halos de les galàxies espirals.

La qüestió d’un univers dominat per una “matèria fosca” es podia elucidar en les pròpies anisotropies de la radiació còsmica de fons, d’acord amb els càlculs de Peebles (1982). L’ordre de magnitud de les anisotropies, segons predeia Peebles, seria de l’ordre de les 5 milionèsimes.

Peebles (1984) incorporà la inflació còsmica en els seus càlculs sobre models cosmològics, per deduir que la constant cosmològica podria suposar un 20% de la densitat de l’univers. La constant cosmològica ajudaria a resoldre la paradoxa de l’edat, en la qual l’estimació de l’edat de l’univers segons el model de Big Bang era inferior a l’edat estimada dels estels més antics. Peebles & Ratra (1988) estudiaren també la introducció en el model cosmològic d’un component variable en el temps.

Les observacions acurades de la radiació còsmica de fons per part d’observatoris orbitals (COBE, WMAP, Planck) han mostrat l’encert de prediccions teòriques de Peebles. El model cosmològic actual calcula una edat de l’univers de 13,8 milers de milions d’anys, amb un component cosmològic variable en el temps (l’energia fosca) com a dominant.

La radiació còsmica de fons és força homogènia en tota l’esfera celeste, però les dades del WMAP permeten elaborar un mapa que representa del vermell al blau petites diferències de major o menor temperatura

La descoberta de 51 Pegasi b

Observar planetes en altres estels fou considerat durant molt de temps un impossible científic. Alguns es demanaven fins i tot si el Sol no era l’únic estel de l’univers amb planetes o, si més no, un dels pocs. Que el Sol fos un estel solitari feia pensar a alguns que tan sols en aquests estels hi hauria planetes en òrbita. Els reports poc fonamentats de planetes extrasolars no ajudaven gens a la dignificació de la recerca teòrica i pràctica sobre altres sistemes planetaris.

Otto Struve havia sostingut en el 1952 la possibilitat de detectar planetes a través d’oscil·lacions en la velocitat radial d’un estel. La velocitat radial d’un estel és el component del moviment d’aquest estel respecte de la Terra que indica si s’hi allunya o s’hi acosta. La velocitat radial es computa d’acord amb l’efecte Doppler. La detecció planetària consistiria en trobar variacions periòdiques en aquesta velocitat radial, a partir de les quals hom podria fer estimacions de la massa del planeta hipotètic.

Per als objectes exteriors al nostre Sistema Solar, el Sistema Solar pot considerar-se un únic punt presidit pel Sol. Aquests objectes exteriors semblen fixos en l’esfera celeste. No obstant, dades seculars poden indicar un moviment propi respecte les coordenades celestes. A banda del component transversal de moviment també hi ha un component radial el qual pot ésser investigat a través de l’efecte Doppler, és a dir el fet que hi ha un desplaçament de les línies espectrals cap al vermell (si l’objecte s’allunya del Sol) o cap al blau (si l’objecte s’hi apropa)

Aquest mètode era rebut amb saludable escepticisme. Un planeta com Júpiter pertorba la velocitat radial del nostre Sol respecte d’altres estels en termes de 13 m/s durant un període 12 anys. Caldrien, doncs, instruments no tan sols molt precisos, sinó també estables durant llargs períodes de temps. Els espectroscopis de fluorur d’hidrogen amb prou feines arribaven a la precisió requerida per detectar un Júpiter al voltant d’un altre estel. Una alternativa era l’ús d’espectroscopis de iode molecular.

Una col·laboració entre els observatoris de Marsella, Ginebra i de l’Alta Provença construí ELODIE, un espectrògraf amb la capacitat de mesurar velocitats radials amb una precisió de 15-1 d’estels de magnitud 9 amb temps d’exposició de 30 minuts (Baranne et al., 1996). L’espectrògraf havia entrat en funcionament a final del 1993 en el telescopi de 1,93 metres d’obertura de l’Observatori de l’Alta Provença, a Sant Miquèu. La cèl·lula espectrogràfica era substituïda per una escala alimentada amb fibra òptica, la qual cosa obria la possibilitat a estudiar estels de menor magnitud relativa.

El telescopi de 193 cm d’obertura de l’Observatori de l’Alta Provença

El 23 de novembre del 1995, la revista Nature publicava un article de Michel Mayor i Didier Queloz on s’anunciava la descoberta d’un “company de massa joviana al voltant d’un estel de tipus solar”. Per estel de tipus solar es referien a un estel de seqüència principal. L’estel en qüestió era 51 Pegasi, un estel de tipus espectral G2IV (el Sol és G2V), amb una magnitud aparent de 5,49, i situat a 50,45 anys-llum del nostre Sistema Solar. 51 Pegasi era un dels 142 estels observats amb l’ELODIE. Mayor & Queloz havien registrat variacions periòdiques de 59 m/s cada 4,23 dies en la velocitat radial d’aquest estel (nivell basal de -33,7 km·s-1), compatibles amb la presència d’un objecte de 0,47 masses jovianes que orbitaria l’estel a uns 8 milions de quilòmetres de distància (Mercuri, en el nostre Sistema Solar, ho fa a 58 milions de km). Mayor & Queloz deduïen que 51 Pegasi b era un planeta gegant gasós que hauria migrat a aquesta posició a través d’una evolució orbital, però no descartaven tampoc que hagués evolucionat a partir d’un nan bru, que hauria estat denudat per la radiació de 51 Pegasi. El fet de trobar-se en una òrbita tan tancada, li valdria a 51 Pegasi b inaugurar la categoria planetològica dels “Júpiters calents”. La temperatura superficial de 51 Pegasi b s’estimava en 1300 K.

La premsa ja s’havia fet ressò d’aquesta descoberta setmanes abans, quan Mayor & Queloz presentaren a Florència el 6 d’octubre la descoberta de 51 Pegasi b en el marc del 9è Cambridge Workshop of Cool Stars, Stellar Systems and the Sun. L’article a Nature l’havien tramès el 29 d’agost, i fou acceptat per a publicació el 31 d’octubre.

En els mesos següents a 51 Pegasi b s’afegirien altres “Júpiters calents”: 70 Virginis b, 47 Ursae Majoris b, etc. En els cinc anys següents la llista havia augmentat fins a 34. En l’actualitat es coneixen més de 4.000 exoplanetes corresponents a uns 3.000 sistemes planetaris confirmats.

El juliol del 2014, la Unió Astronòmica Internacional inicià un procés per donar nom a alguns exoplanetes i, de retruc, als seus estels. El desembre del 2015, s’anuncià per a 51 Pegasi b el nom de “Dimidium”, en referència a la seva massa, que és la meitat de la de Júpiter. L’estel 51 Pegasi va rebre el nom de “Helvetios” en honor a Mayor i Queloz. Però encara molta gent recorda 51 Pegasi b pel nom que li va donar la premsa en l’època de la descoberta: Bel·lerofon, recordant l’heroi que havia estat capaç de muntar el cavall alat epònim de la constel·lació.

Lligams:

Comunicat de premsa de la Reial Acadèmia Sueca de Ciències

Aquesta entrada ha esta publicada en 1. L'Univers. Afegeix a les adreces d'interès l'enllaç permanent.

Deixa un comentari

L'adreça electrònica no es publicarà. Els camps necessaris estan marcats amb *

Aquest lloc utilitza Akismet per reduir el correu brossa. Aprendre com la informació del vostre comentari és processada