Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Noemí Pinilla, 16 de maig de 2018.
Per què explorem? Aquesta pregunta es pot aplicar no només al Sistema Solar i a l'astronomia, si no a la pròpia humanitat des de l'antiguitat, als seus riscos en descobrir, per exemple a l'Amazones, o a nosaltres mateixos en provar noves coses.
Ho podem preguntar primer a les majors agències exploradores en astrofísica. Per exemple, a la pàgina web de la NASA, una de les frases que podem trobar és "The human desire for exploration leads to discovery", el desig humà per explorar que condueix al descobriment. Per tant, la resposta és que ells exploren per descobrir. A la pàgina web de l'ESA, trobem una resposta una mica més elaborada, però que justifica també l'exploració pel coneixement. Si anem a l'agència japonès, JAXA, sembla no haver-hi una resposta tan clara, i parla del desenvolupament, la millora de la vida i el coneixement al Japó i tota la humanitat. Per tant, d'aquesta manera justifiquen les diferents agències aquest desig i inversió tant de capital com humà en l'exploració.
Llavors, anem a preguntar a les fonts. Giordano Bruno va ser un científic de finals del segle XVI, que predicava les seves teories, parlava de la multiplicitat dels mons que no el va portar a molt bé final: va patir un judici de la inquisició que va durar uns 7 anys i al final del qual va ser ajusticiat de manera força trist. Les males accions que el van portar a aquesta situació va ser dir que les estrelles eren sols distants amb els seus respectius planetes, que fins i tot podrien albergar vida, i que l'univers no era finit, si no infinit i no hi havia cap cos al centre. Això era un repte, era posar en qüestió les teories ptolemaicas que imperaven en l'època en què la Terra era el centre de l'Univers, creat perquè tots fóssim perfectes. Llavors, si poguéssim dirigir-li la nostra pregunta a Giordano Bruno, pot ser que després de 7 anys de judici ell mateix s'hagués preguntat per què havia arribat a aquesta situació. De fet va arribar a renunciar a moltes de les seves tesis, però mai a la multiplicitat dels mons. Ell deia que l'intel·lecte mai està satisfet amb cap veritat al seu abast, sinó que persegueix sense descans la veritat que no està al seu abast. Llavors, per Giordano Bruno, perquè l'objectiu d'explorar és el coneixement, la recerca de la veritat i l'ampliació de la nostra visió i el nostre enteniment.
Al llarg d'aquesta conferència elaborarem la nostra pròpia resposta a la pregunta de per què vam explorar, primer entenent l'observació (telescopis i missions) i finalment parlant del programa "New Horizons".
Per als científics, un telescopi és un instrument que col·lecciona fotons, que ens donen tota la informació. Depenent del fenomen físic que es vulgui observar, es treballa en una certa longitud d'ona, i el disseny del telescopi resulta diferent. Si observem en l'òptic i en el visible, que és el més típic des de la superfície de la Terra, llavors tindrem un disseny tradicional, en què el mirall es troba tancat dins d'una cúpula, gairebé sempre blanca per evitar que s'escalfi, situada en llocs amb baixa humitat i una atmosfera estable, com deserts en elevació o serres. Amb miralls no segmentats (d'una sola peça), es pot aconseguir arribar a telescopis de fins a 8m, mantenint la millor qualitat. Per descomptat, la mida del mirall és proporcional a la quantitat de llum que podem recollir, al lluny que es pot arribar i de la debilitat de l'observació. En un futur no molt llunyà, s'instal·larà un telescopi de 30m amb un mirall amb més de 10m de diàmetre, format per diferents mòduls (petits miralls) de manera que l'àrea col·lectora total sigui uns 30m.
Figura 1. ELT (Extremely Large Telescope)
Si volem observar en altes energies, per exemple explosions molt energètiques com la d'una supernova, el disseny del telescopi és molt diferent. També estan compostos per miralls, però observen el resultat de la interacció d'explosions d'alta energia amb la nostra atmosfera. Quan arriben explosions unidireccionals, com un raig gamma, a la nostra atmosfera, es produeix una mena de reacció en cadena que resulta en una dutxa que cobreix certa àrea de la superfície. Llavors, és important tenir un conjunt de telescopis (telescopis Cherenkov) i que cada un dels miralls tingui el seu propi detector amb el seu propi comptador d'energia, no com en un mirall segmentat en què tots els segments actuen al final com un sol mirall amb un sol detector. Són telescopis d'uns 17m (figura 2).
Figura 2. Telescopis Cherenkov
Finalment, tenim els radiotelescopis. En concret, a Arecibo, les àrees de la física són l'astrofísica, l'estudi de la nostra pròpia atmosfera, també l'estudi de l'habitabilitat d'exoplanetes i observacions en radar, en què s'emet un senyal que rebota contra la superfície d'un asteroide proper a la Terra i així, per efecte Doppler, s'estudia la forma de l'asteroide. El telescopi d'Arecibo té uns 300m de diàmetre (figura 3).
Figura 3. Radiotelescopio d'Arecibo
El problema que té observar des Terra és l'atmosfera. L'atmosfera bloqueja contínuament el pas de part de l'energia que rep, depenent de la longitud d'ona. Al òptic podem observar gairebé tota la llum que rebem, mentre la llum ultraviolada resulta bloquejada enormement. Per a altes energies cal observar des de l'estratosfera, com Sofia, el telescopi instal·lat en un avió. Aquest és el principal obstacle que imposa l'atmosfera per a les observacions des de Terra, però els canvis climàtics són també un contratemps important, com les grans nevades o tempestes que impossibiliten completament l'observació. Per evitar aquest bloqueig que suposa l'atmosfera es va començar a parlar dels telescopis espacials a principis de segle. Els clàssics són el Telescopi Espacial Hubble, que observa en el visible i en una òrbita molt baixa (Low Excentricity Orbit), el Spitzer Space Telescope, pensat per observar en infraroig i que està en una òrbita molt més allunyada, en un punt d'equilibri proper a l'òrbita de la Terra (punt de Lagrange), i el telescopi James Webb, cridat a succeir el telescopi Spitzer i que arribarà a la mateixa precisió del Hubble però per l'observació en infraroig, i que es troba encara en desenvolupament.
Tots hem vist alguna imatge del Hubble, i pot fer-nos pensar que així de meravellós és com es veu tot a través d'un telescopi. En realitat les imatges es construeixen combinant les imatges d'observacions de diferents rangs; per exemple combinant la imatge "lletja" en infraroig del Spitzer, la imatge del "Hubble" més propera al visible que defineix millor les zones calentes, i la imatge de Chandra en raigs X.
Hubble ha aconseguit estar actiu molt de temps, de manera que seguim observant amb aquest telescopi, i ens ha proporcionat imatges al·lucinants de moltes galàxies, amb detalls mai imaginats des de Terra: mentre a simple vista podem aconseguir arribar a magnitud 6, el Hubble ens permet arribar fins a magnitud 30. En una imatge d'Hubble s'han pogut arribar a identificar 150.000 estrelles, 16 de les quals mostraven una variació de brillantor que podria correspondre amb tenir un planeta al voltant.
Com hem dit, el James Webb Space Telescope està en procés de decidir el seu llançament, que s'ha retardat en els últims anys. Generalment, un cop l'any s'obre un mes durant el qual és possible enviar una proposta que competirà amb moltes altres per poder obtenir hores d'observació en el telescopi. Per a aquest telescopi, el procés resulta molt més competitiu, per ser la primera observació en última tecnologia perfectament dissenyada i acoblada. Mentre que el Hubble té un mirall de 2,4m, el James Webb té 6,5m de mirall, que obliga que sigui un mirall segmentat i molt ben alineat, de manera que la llum s'envia al mirall secundari com si es tractés d' la provinent d'un sol mirall. Si parlem del camp de visió, el de Spitzer era molt més gran que el de Hubble, mentre el James Webb dóna la possibilitat de triar el camp segons el que es vulgui observar (més gran per galàxies, menor per a objectes puntuals de manera que és més fàcil i té menys soroll).
Normalment, observar en el visible i en l'infraroig és incompatible ja que per observar en infraroig és necessari refrigerar el sistema per evitar que també emeti i es detecti aquesta pròpia emissió. El Spitzer fa això amb tancs de criogènia, la qual cosa suposa una limitació del rang d'observació: per sobre de les 5 micres els primers cinc anys, i després per sobre de les 100 micres. No obstant això, el James Webb, en comptes d'un sistema de criogènia, tindrà 6 làmines molt fines que ho s'aïllaran tèrmicament, de manera que mentre el costat que estigui encarat al Sol arribi a temperatures molt altes, el costat encarat als instruments no passarà dels pocs Kelvin, òptims per observar en l'infraroig.
Aquest telescopi girarà al voltant del Sol amb el mateix període de rotació que la Terra, i serà capaç d'observar depenent de l'època de l'any, de manera que qualsevol objecte del Sistema Solar s'observi dues vegades l'any. Porta a bord a 4 instruments, ja que hi ha experiments que requereixen fotometria, altres espectroscòpia, altres estudis en el tèrmic. Ara com ara el seu llançament està previst per a la primavera del 2020, tot i que no es descarten més retards, i la missió primària durarà uns 5 anys, encara que així com segueixen actius Hubble i Spitzer, el James Webb també ho farà per més de 5 anys. Principalment és una missió de la NASA, encara que conté instruments de l'ESA i de l'ASC (Agència Espacial Canadenca).
Val la pena, per a la societat, la inversió que requereix un telescopi d'aquestes característiques? Vegem les característiques d'aquests pressupostos. El finançament del Hubble es va aprovar el 1970, amb una data de llançament estimada per a 1983, i un pressupost de disseny de 400 milions de dòlars. Finalment el llançament va tenir lloc l'any 1990 i en lloc de 400 milions el pressupost ja era de 4.700 milions de dòlars. A més, per cada dia que està funcionant un telescopi d'aquestes característiques, es té una despesa corresponent a l'oficina de control, les descàrregues de dades, l'oficina de suport per a l'anàlisi de dades, de calibratges, etc., és a dir, el cost d'operació, que a dia d'avui arriba als 10.000 milions. Per descomptat, la major inversió és prèvia al seu llançament, que en aquest cas equival a la meitat de la despesa de tota la missió. No obstant això, després de 20 anys d'operació reeixida, la despesa només equival a l'altra meitat. En el cas del telescopi Spitzer, el llançament es va proposar per a l'any 2003, el pressupost original eren 2.000 milions, però al dia de llançament es va arribar amb una despesa de 720 milions, gràcies al fet que la instrumentació en infraroig va avançar molt i va permetre abaratir molts costos. A més, es va investigar molt quin era el millor tipus d'òrbita en el qual disposar el telescopi, de manera que quan es va descobrir la possibilitat d'establir-se en un punt de Lagrange, es va poder també reduir molt la inversió inicial. Cada any d'operació d'aquest telescopi costa al voltant de 16 milions de dòlars.
El projecte del Telescopi James web ja ha gastat 7,3 milions de dòlars i encara no s'ha llançat. Es parla que en el moment del llançament s'hauran gastat més de 8 mil milions de dòlars. Això afecta directament el pressupost de Ciències de la Terra, que s'ha rebaixat molt. I a més la inversió en la recerca en astrofísica en els últims anys s'ha dedicat gairebé únicament a aquest telescopi.
Anem a veure què passa amb les missions espacials. Vaig a limitar-me a una de les últimes missions: New Horizons. Aquesta missió va estudiar Plutó i el seu sistema de cossos. El cinturó transneptunià ens interessa perquè ha estat molt poc estudiat encara. El primer objecte (després de Plutó) es va descobrir el 1992. Avui en dia ja hem descobert uns 3.000 objectes i s'estima que hi ha uns 100.000. De moments hem detectats cossos grans, des de 100 fins a 2.000 km. Són objectes que estan al voltant de 40 U.A. i les seves temperatures són molt fredes, d'entre 3,5 i 50 K. A més tenen una gran varietat de albedos, d'entre 4 i 86%, el que demostra que hi ha una gran varietat de colors i de composicions.
Figura 4. Diferents objectes transneptunians
Com es pot veure no hi ha una relació entre les grandàries i els albedos, perquè hi ha objectes grans clars, objectes grans foscos, objectes petits clars i objectes petits foscos.
Si s'obté l'espectre d'aquests objectes s'obté informació de la seva composició química. Per exemple us mostro l'espectre de Quaoar (figura 5). Podem veure un pendent vermella, però a partir de certa longitud d'ona hi ha dos grans absorcions. Haumea també presenta les mateixes absorcions però en el visible és neutre. Per interpretar tot això hem d'estudiar mostres al laboratori, fer les seves espectres i comparar-los amb aquests objectes transneptunians.
Figura 5. Espectre de Quaoar.
D'aquesta manera, la corba contínua vermella vol dir que hi ha materials orgànics complexos, mentre que en el continu neutre hi ha abundància de carbó o aigua pura.
La veritat és que no tenim espectres tan detallats per a tots els cossos del cinturó transneptunià, només els tenim per als objectes més grans. Però podem fer estimacions: 36% d'ells tenen superfícies envellides, són gels coberts per silicats i carbó; 24% tenen superfícies riques en gels; i el 39% tenen materials orgànics complexos (amb carboni).
Aquests espectres vermellosos s'assemblen molt a la superfície del cometa al qual ens apropem molt: el cometa 67P.
Aquesta missió va ser una missió molt ambiciosa. Es tractava de fer un "flyby", una passada molt ràpid prop de Plutó, però en molt poc temps va caldre fer-se moltes mesures. Totes les mesures les va fer en unes 9 hores, i durant aquest temps no va tenir comunicació amb la Terra, perquè l'antena estava ocupada en recollir dades.
Fig. 6. Flyby de la sonda New Horizons
Vam haver d'esperar hores, fins que la nau va començar a enviar imatges, per saber si la missió havia anat bé.
El vol es va produir el 4 de juliol. A intervingut de mes va començar a enviar dades, que va durar fins a octubre de 2016. El primer que es baixa són les imatges més boniques, perquè la premsa i la societat pugui veure el que s'ha fet, i després es baixen les més lletges, però amb molta més informació.
Abans d'arribar vèiem diferents brillantors en la seva superfície, però no vèiem molt més. Ja sabeu que en passar al seu costat vam poder veure la superfície de Plutó i de Caront amb molt de detall (figura 7). Plutó té un casquet polar, que no es troba exactament al nord; Caront té molts cràters, mentre que Plutó té zones amb cràters i zones que no, el que vol dir que té zones amb superfície jove. Caront té un canó important. Plutó té molta varietat de zones diferents: zona amb materials grocs, zones més blanquinoses, zones més fosques i zones barrejades.
Figura 7. Plutó i Caront.
Els altres satèl·lits de Plutó ja són molt més petits i no tenen forma esfèrica.
La zona groga de Plutó s'anomena Sputnik Planum i es tracta d'una glacera envoltat de muntanyes. A la zona origen de la glacera es veuen moltes estructures diferents, superfícies molt poroses, muntanyes de 2.500 m, valls d'uns 25 km de llarg, 12,5 km d'ample i 3 km de profunditat. És rugós a nivell de l'Himàlaia. Aquestes muntanyes no es poden sostenir amb gel de nitrogen i metà, sinó que sota ha d'haver-hi gel d'aigua. Ha de ser un paisatge molt familiar dels països nòrdics.
També es van poder obtenir imatges de l'atmosfera de Plutó. En ella veiem diferents capes cada vegada més denses i fosques, que recorden una mica les capes que envolten les ciutats durant un anticicló causa de la contaminació. Els components d'aquestes capes són materials orgànics. En l'atmosfera hi ha hidrogen, nitrogen i oxigen, i està patint la radiació solar. Es processa i es formen elements orgànics (metà, età ...) en forma de substàncies sòlides. Aquests elements es dipositen en la seva superfície i les veiem en les zones més fosques i vermelloses. A Plutó també hi ha nevades, tot i que no neva aigua sinó metà.
I també es van obtenir mapes de diferents elements químics (metà, nitrogen, monòxid de carboni i aigua). Amb cada un d'aquests elements veiem un mapa diferent del planeta nan (figura 8).
Figura 8. La superfície de Plutó segons l'emissió de diferents components químics.
I finalment, la nau va passar per darrere del planeta i va observar la seva atmosfera a contrallum, durant un eclipsi.
Aquesta missió va ser un èxit, no només des del punt de vista científic, sinó que va ser més barata que el Telescopi Espacial Hubble o James web Telescope.