Dossier: Criptografia. 11 Teoria de la complexitat en criptologia

Fer que els codis secrets siguin irrompibles és el somni de tota la vida dels professionals de la seguretat. Des de l'antiguitat, els humans van inventar sistemes manuals i després mecànics abans de la revolució electrònica. Descobreix la criptologia i els seus usos, des del xifratge tradicional fins al xifratge RSA i la informàtica.

La criptografia contemporània es basa en funcions unidireccionals. Aquestes funcions es calculen fàcilment, però és pràcticament impossible, donat un valor, trobar el paràmetre que ha portat a aquest valor. Per exemple, si es trien dos nombres primers grans, és fàcil multiplicar-los. Actualment, però, el producte per si sol no ens permet trobar els factors si aquests es trien perquè siguin prou grans. La multiplicació d'enters és una funció unidireccional. És un cas especial de problemes que no sabem com resoldre però, un cop coneguda la solució, és fàcil de verificar.

Si et repten, per exemple, a factoritzar el nombre 2.027.651.281, probablement tindries moltes dificultats per trobar els factors sense una eina de càlcul potent. D'altra banda, si et digués que aquests factors són 46.061 i 44.021, només necessitaries un minut per verificar que aquesta solució és correcta.

Clic a la imatge per engrandir. Recreació artística de la màquina de Turing (sense la taula de transició). Crèdit: Schadel, DP

La preocupació és que l'existència d'aquests problemes no és certa. Els investigadors encara no han pogut demostrar que la factorització de nombres enters sigui realment un problema difícil. L'única observació que podem fer és que, en l'estat actual dels nostres coneixements, aquest problema està lluny de ser fàcil de resoldre. S'han fet nombrosos i impressionants avenços des que els matemàtics s'hi van interessar per primera vegada. La resolució en només unes dècades, d'una complexitat de la factorització ha passat d'exponencial a subexponencial depenent del nombre de dígits del nombre a factoritzar. El progrés s'aturarà aquí o encara cal esperar més avenços?

La màquina de Turing

Encara es desconeix si és simplement el nostre desconeixement d'algoritmes més eficients el que dificulta la factorització, o si aquesta dificultat rau en la naturalesa mateixa del problema. Les nocions de computabilitat i complexitat computacional van ser modelades per Alan Turing en una màquina abstracta. La màquina de Turing inclou:

- Una unitat central de càlcul que pot estar en un nombre finit d'estats;
- Una cinta il·limitada on inicialment es contenen les dades que s'han de processar i on s'escriuen els resultats; aquestes dades s'expressen mitjançant un alfabet de mida finita;
- Un capçal de lectura-escriptura que pot substituir un caràcter per un altre a la cinta o moure la cinta una posició cap a l'esquerra o cap a la dreta.

Clic a la imatge per engrandir. Diagrama esquemàtic d'una màquina de Turing, que consisteix en una cinta il·limitada que es pot moure a la dreta o a l'esquerra, un capçal de lectura/escriptura i una unitat central de processament que controla les accions. Crèdit: P. Guillot. Infografia en català: Sci-Bit.

El programa d'una màquina d'aquest tipus és una llista d'instruccions, cadascuna de les quals consta de quatre informacions: un estat q, un símbol s, un nou estat r i una acció a del capçal de lectura. Si la màquina es troba en l'estat q i llegeix el símbol s de la cinta, passa a l'estat r i realitza l'acció a, que consisteix a escriure un símbol a la cinta en lloc de s desplaçant la cinta en una direcció o altra.

Es diu que una màquina de Turing és "determinista" si el seu programa consisteix en només una instrucció per a un estat i símbol determinats. Un problema pertany a la classe P (de "polinomi") si existeix una màquina de Turing determinista que el resol executant un nombre d'instruccions delimitades per un polinomi de la mida de les dades. Un problema que no pertany a aquesta classe es considerarà difícil, almenys per a algunes dades.

Si, en canvi, hi ha diverses instruccions possibles corresponents a un estat i símbol determinats, es diu que la màquina és "no determinista". Una màquina no determinista resol el problema si existeix una seqüència d'instruccions que condueix al resultat, en altres paraules, si existeix un oracle que indica a la màquina quina instrucció ha d'executar d'entre diverses opcions possibles. Una màquina no determinista es pot simular amb un nombre il·limitat de màquines deterministes, cadascuna de les quals tria una de les instruccions per executar-la en un estat determinat. Un problema pertany a la classe NP si existeix una màquina de Turing no determinista que el resol en un nombre d'instruccions delimitades per un polinomi de la mida de les dades. Aquests són precisament els problemes que es verifiquen fàcilment, la solució actua com un oracle que indica l'elecció d'instruccions que condueixen al resultat.

Si un problema pertany a la classe P, aleshores també pertany a la classe NP. Un dels principals problemes oberts en la teoria de la complexitat és si la classe NP és estrictament més gran que la classe P o no, una qüestió que es pot resumir de la següent manera: existeix algun problema fàcilment verificable que sigui difícil de resoldre?

Si existeix un problema d'aquest tipus, que encara no s'ha demostrat, la factorització dels enters és un candidat probable.

Ho he vist aquí.

Capritx o meravella? Deixarem que vostè decideixi

El telescopi Webb de la NASA ha observat recentment el núvol molecular Sagitari B2: la regió de formació estel·lar més massiva i activa de la nostra galàxia, situada a només uns centenars d'anys llum del forat negre supermassiu central de la Via Làctia. Els astrònoms volen esbrinar per què aquest núvol és molt més actiu que la resta del centre galàctic. Tot i que Sgr B2 només té el 10% del gas del centre galàctic, produeix el 50% de les estrelles.

Fins i tot amb la sensible capacitat infraroja de Webb, que us permet veure a través dels núvols de pols i gas, hi ha regions tan denses que el nostre telescopi orbital no pot veure a través d'elles. Aquests densos núvols són la matèria primera de les futures estrelles, i un capoll per a aquelles que encara són massa joves per brillar.

Clic a les imatges per engrandir. Les tres primeres diapositives d'aquest carrusel mostren Sgr B2 tal com veu l'instrument d'infraroig mitjà de Webb, que va capturar amb un detall sense precedents la pols còsmica brillant escalfada per estrelles massives molt joves. Observeu que, mentre que la pols i el gas brillen de forma espectacular, totes les estrelles brillants desapareixen de la vista. Per contra, a les longituds d'ona de l'infraroig proper (que es veuen a les tres últimes imatges), són les estrelles de colors les que acaparen tota l'atenció. Els astrònoms intentaran descobrir les masses i les edats d'aquestes estrelles per comprendre millor com es formen en aquesta densa i activa regió del centre galàctic. Crèdits: Imatge: NASA, ESA, CSA, STScI, Adam Ginsburg (Universitat de Florida), Nazar Budaiev (Universitat de Florida), Taehwa Yoo (Universitat de Florida); Processament de la imatge: Alyssa Pagan (STScI)

Clic a les imatges per engrandir. Dues imatges de l'espai, cadascuna dividida en tres diapositives. Les tres primeres diapositives mostren un remolí de núvols vermells i magenta, amb punts brillants de color blau de sis puntes que brillen a través seu. A les tres segones diapositives, es veu la mateixa imatge en tons taronges, però les estrelles són molt més nombroses i omplen la pantalla gairebé del tot. Crèdits: Imatge: NASA, ESA, CSA, STScI, Adam Ginsburg (Universitat de Florida), Nazar Budaiev (Universitat de Florida), Taehwa Yoo (Universitat de Florida); Processament de la imatge: Alyssa Pagan (STScI)

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C100

Amb núvols foscos, una nebulosa d'emissió i cúmuls estel·lars incrustats, Caldwell 100 ofereix una gran quantitat de coses a veure.

Clic a la imatge per engrandir. Caldwell 100. Crèdit: NASA i l'equip Hubble Heritage (STScI/AURA); Agraïment: Bo Reipurth (Universitat de Hawaii)

Caldwell 100 (també anomenat Collinder 249) és una col·lecció dispersa d'estrelles, coneguda com a cúmul obert, incrustada en una gran nebulosa (anomenada IC 2944) a uns 6000 anys llum de la Terra. La brillantor vermellosa del gas hidrogen que envolta el cúmul és típica de les nebuloses d'emissió que es troben a les regions de formació estel·lar massiva. Aquesta imatge del Hubble, presa en llum visible amb la Càmera Planetaria i de Camp Ampli 2, mostra una petita part d'aquesta regió.

La imatge del Hubble se centra en una part especialment interessant del cúmul, on es troben núvols relativament petits i coagulats. Aquestes estructures ombrívoles es denominen glòbuls de Bok, en honor a l'astrònom Bart Bok, que les va estudiar exhaustivament. Els glòbuls són núvols freds de gas, molècules i pols còsmica, i són tan densos que bloquegen tota la llum que hi ha darrere seu. És possible que s'estiguin formant nous estels dins dels glòbuls de Bok mitjançant la contracció de la pols i el gas molecular sota la seva pròpia gravetat. Els núvols foscos que es veuen aquí solen anomenar-se glòbuls de Thackeray, en honor a l'astrònom anglès Andrew David Thackeray, que va ser el primer a observar-los el 1950.

Els astrònoms han obtingut nous coneixements sobre la intricada estructura dels glòbuls de Bok gràcies a aquesta observació del Hubble. Els glòbuls mostren signes de fractures violentes, cosa que demostra que estan sent esquinçats per forces poderoses. Els radioastrònoms van descobrir el feble xiulet de les molècules dins dels glòbuls, cosa que els va donar pistes sobre els processos celestes que s'estan produint al cúmul. Els astrònoms es van adonar que, encara que els glòbuls semblen surar suaument i pacífica en un mar còsmic, en realitat s'agiten entre si a velocitats supersòniques, com si haguessin estat llançats per la borda a un oceà galàctic violentament agitat. Això pot ser degut a la potent radiació ultraviolada expulsada per estrelles lluminoses i massives. Aquestes estrelles escalfen el gas d'aquesta regió, provocant-ne l'expansió i el flux contra els glòbuls, cosa que finalment condueix a la seva destrucció.

Amb una magnitud de 2,9 per a la nebulosa i magnituds de 7 i 8 per a les estrelles més brillants del cúmul, Caldwell 100 s'observa fàcilment amb uns prismàtics grans. Per observar els glòbuls de Bok propers, proveu de fer servir un telescopi equipat amb un filtre de nebulosa. Situat a la constel·lació de Centaure, Caldwell 100 es veu millor durant els mesos de tardor a l'hemisferi sud, però es pot observar a la primavera des de l'hemisferi nord si s'està a prop de l'equador. El cúmul i la nebulosa circumdant van ser descoberts per l'astrònom nord-americà Royal H. Frost des del seu observatori al Perú el 1904.

C100 a la web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del bloc

L'esquena de Saturn

El 19 de juliol de 2013, la nau espacial Cassini va tenir l'oportunitat única de mostrar-nos Saturn, set de les llunes, els anells interns i, al fons, el nostre planeta natal, la Terra. Som aquest puntet diminut!

Saturn es trobava en una posició que bloquejava els potents i potencialment nocius raigs del Sol, cosa que va permetre a les càmeres a bord de la Cassini aprofitar aquesta geometria de visió única. Amb les càmeres gran angular i d'angle estret de la Cassini apuntant Saturn, la nau espacial va capturar 323 imatges en poc més de quatre hores. Aquest mosaic en color natural utilitza 141 de les imatges gran angular preses.

 

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge de Saturn està dividida en dues meitats. Cada part mostra la meitat del planeta i els anells. Saturn és una esfera fosca amb un contorn brillant. Els seus anells més externs són borrosos i blaus. Els anells esdevenen més nítids a mesura que s'acosten al planeta. Aquests anells interns són grocs. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/SSI

 

Aquest mosaic és especial, ja que marca la tercera vegada que el nostre planeta natal ha estat fotografiat des del sistema solar exterior, el segon cop que ha estat fotografiat per la Cassini des de l'òrbita de Saturn i la primera vegada que els habitants de la Terra han estat informats per endavant que la seva foto seria presa des d'una distància tan gran.

 

Clic a la imatge per engrandir. Tractament per fusionar les dues imatges anteriors. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/SSI. Sci-Bit.

 

Ho he vist aquí.

Una nebulosa, dues perspectives

El telescopi James Webb (JWST) de la NASA és el telescopi més gran mai llançat a l'espai i compta amb una varietat de càmeres i altres instruments que proporcionen diferents perspectives sobre l'univers.

La primera imatge que es mostra aquí d'una nebulosa planetària llunyana coneguda com NGC 6072 es va prendre amb la càmera de l'infraroig proper del Webb, o NIRCam. El NIRCam està dissenyat per capturar llum a longituds d'ona de 0,6 a 5 micres, corresponents a tons de llum vermells (visibles) i llum gairebé visible a l'espectre infraroig.

La segona imatge, presa per MIRI: L'instrument d'infraroig mitjà del Webb. Com el seu nom indica, MIRI recull llum al centre de l'espectre infraroig, una mica més lluny de la llum visible que les freqüències estudiades per NIRCam.

Altres telescopis estudien la llum en altres parts de l'espectre electromagnètic: llum visible, ones de ràdio, fins i tot raigs X i raigs gamma! La combinació de totes aquestes dades dóna als astrònoms una imatge completa del cosmos que ens envolta.

Clic a la imatge per engrandir. Una explosió complexa i molt detallada en tons vermells i taronges s'estén des d'una regió brillant al centre. Diverses estrelles i galàxies omplen el fons, amb pics de difracció de sis punts. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STSCI

Clic a la imatge per engrandir. Una imatge similar a l'anterior, però en tons blaus i blaus verdosos en lloc de vermells i taronges. Aquesta imatge no és tan detallada, però mostra més clarament l'estrella central brillant al mig. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STSCI

Ho he vist aquí.

La matèria fosca podria estar brillant al centre de la nostra galàxia

Clic a la imatge per engrandir. Les observacions de Fermi mostren un excés de raigs gamma al cor de la Via Làctia. En aquest fotomuntatge, estan superposats en fals color sobre una imatge d'ona visible. Crèdit: NASA.

 

Fa gairebé 15 anys, les observacions de raigs gamma suggerien que existia matèria fosca en descomposició al cor de la nostra Via Làctia. Noves proves han reviscut el debat sobre la validesa d'aquesta evidència de l'existència d'aquesta matèria exòtica postulada per la cosmologia moderna.

Àudio en francès. Segons càlculs i observacions, hi ha una gran quantitat de matèria invisible a l'espai. Aquesta massa misteriosa, anomenada matèria fosca, continua sent un enigma amb el qual molts investigadors encara s'enfronten avui dia. Com a part de la seva sèrie de vídeos "Preguntes d'experts" sobre física i astrofísica, l'editorial De Boeck va entrevistar Richard Taillet¹, investigador del LAPTh, per explicar-nos més sobre aquesta matèria fosca.

La saga de la matèria fosca té alguns girs i tombs nous en aquest moment. Hi ha algunes especulacions sobre si podria ser de color després de tot, i finalment, una publicació a la reconeguda revista Physical Review Letters revisa una pregunta que s'ha fet sobre les observacions fetes durant més d'una dècada en astronomia de raigs gamma.

La publicació en qüestió també existeix com a article d'accés obert a arXiv. Està feta per un equip d'astrofísics i cosmòlegs, entre els quals el famós cosmòleg britànic Joseph Silk (conegut pels seus populars treballs sobre el Big Bang, la matèria i l'energia fosca), professor de física i astronomia a la Universitat Johns Hopkins i investigador a l'Institut d'Astrofísica de la Universitat de la Sorbona, i que era molt conegut pel difunt Richard Taillet.

Aquesta és una possible reinterpretació de les observacions fetes amb el telescopi espacial de raigs gamma Fermi de la NASA utilitzant noves simulacions numèriques motivat per les observacions d'un altre telescopi espacial, però de l'ESA, ja que és el resultat de la missió Gaia que va observar la Via Làctia.

Però abans d'arribar-hi, uns quants recordatoris del que ja s'ha explicat fa molt de temps serà útil.

Per què necessitem la matèria fosca?

Arribem sempre a no poder fer néixer prou ràpid en el cosmos observable les galàxies sense matèria fosca, i les partícules que la componen també són un ingredient fonamental a través dels filaments que formen col·lapsant gravitacionalment per fer créixer les galàxies (com va explicar el cosmòleg Romain Teyssier a Futura). Les observacions de Planck pel que fa a la radiació fòssil també són incomprensibles fins ara sense la matèria fosca.

Però, com el seu nom indica, les partícules de matèria fosca no irradien llum, o si més no molt poca, el que implica que han de ser neutres o amb una càrrega molt feble. Sabem que aquesta matèria no pot estar composta completament, ni remotament, de partícules del model estàndard en física d'alt nivell d'energia, perquè això contradiria els càlculs i les observacions relatives a la nucleosíntesi primordial, que proporciona les abundàncies dels nuclis d'hidrogen, de heli i els seus isòtops al final del Big Bang. Una part molt petita de la matèria fosca es troba en la forma dels neutrins del model estàndard, i es podria esmentar el fet que una part dels protons del Big Bang també s'amaga en els filaments de matèria que connecten les galàxies i cúmuls de galàxies.

Però, com podem demostrar l'existència d'aquestes partícules de matèria fosca en el cosmos observable si no irradien o irradien molt poc?

Es podria pensar que la matèria fosca només es fa senyals a si mateixa a través de la força gravitatòria que exerceix, més important que el de les masses en forma de barions ja que la seva contribució a les masses de les galàxies i els cúmuls de galàxies és més gran. Però diversos models teòrics d'aquestes partícules exòtiques, mai abans vistes en acceleradors o detectors enterrats a la Terra, mostren que, tanmateix, poden ser indirectament responsables d'emissions de radiació.

Aquest vídeo comença amb una immersió cap al centre de la Via Làctia amb imatges preses en el rang visible. Acaba superposant aquestes imatges amb les preses en el domini dels raigs gamma amb els instruments de Fermi. Mostren una regió d'uns 5.000 anys llum de diàmetre que és particularment brillant en falsos colors. El vermell indica la brillantor màxima. Crèdit: NASA, YouTube

Fotons gamma produïts per l'aniquilació de la matèria fosca

En aquest cas, es tracta de fotons raigs gamma que es produirien per l'aniquilació de parells de partícules i antipartícules de matèria fosca. La idea és antiga, ja que es va formular per primera vegada a finals dels anys setanta.

De fet, durant anys ens hem estat preguntant sobre els excessos de raigs gamma que el telescopi espacial de raigs gamma Fermi detecta al centre de la Via Làctia i de la Galàxia d'Andròmeda.

Els models de matèria fosca tendeixen a predir la seva acumulació al cor de les galàxies. La densitat de matèria fosca allà esdevé més alta que a l'halo esfèric que se suposa que banya les galàxies i explica els moviments ràpids d'estrelles i del gas a la vora de les galàxies (podem intentar prescindir de la matèria fosca modificant les lleis de la mecànica celeste newtoniana amb MOND (sigles en anglès de dinàmica newtoniana modificada), però això no és sense plantejar problemes), les trobades entre partícules de matèria fosca que poden conduir a la seva aniquilació són més nombroses i, per tant, la radiació que produeixen aquestes col·lisions, potser, seria més intensa.

No obstant això, el 2015, un equip de físics nord-americans del MIT i de la Universitat de Princeton havien presentat un argument preocupant contra aquesta explicació de l'excés de raigs gamma detectats per Fermi al cor de la Via Làctia.

Fermi, supernoves i púlsars de raigs gamma. Per obtenir una traducció al català força precisa, feu clic al rectangle blanc de la cantonada inferior dreta. Aleshores haurien d'aparèixer els subtítols en anglès. A continuació, feu clic a l'asterisc a la dreta del rectangle, després a "Subtítols" i finalment a "Traduir automàticament". Trieu "Català". Crèdit: NASA Goddard.

Emissions gamma contínues o discretes?

El raonament era el següent. Sabem que les explosions de supernoves i estrelles de neutrons, que es poden detectar en forma de púlsars, són fonts importants de raigs gamma. Tenim dificultats per observar l'aparició d'aquestes fonts al bulb de la Via Làctia, perquè els núvols de gas i pols —que s'interposen entre nosaltres i el cor de la Galàxia— absorbeixen part de les diverses radiacions produïdes per l'estrelles que hi ha. Per tant, es podria suposar que l'excés d'emissions gamma observades al centre de la Via Làctia només eren el producte d'una gran població de púlsars la presència dels quals no s'havia establert prèviament.

Per intentar diferenciar entre les dues hipòtesis, partícules de matèria fosca o púlsars, els astrofísics havien construït un model per interpretar les observacions de Fermi. En poques paraules, si les emissions de raigs gamma són la signatura d'una distribució de matèria fosca, un mapa prou precís d'aquestes emissions hauria de mostrar que varien de manera força suau i contínua.

Per contra, una població de púlsars, quan s'amplien aquestes emissions, hauria de produir un mapa amb grups, cadascun associat a un púlsar. El 2015, utilitzant el seu model per analitzar els senyals de Fermi, els investigadors van concloure que la hipòtesi del púlsar era fortament afavorida.

Però aquí arriben les noves contribucions de Joseph Silk i els seus col·legues.

Gaia ens va ensenyar que la història de la Via Làctia ha estat marcada per esdeveniments turbulents en forma de col·lisions amb petites galàxies nanes que absorbia. Per tant, no hauríem d'esperar una concentració tan regular de matèria fosca al bulb galàctic com es va predir inicialment. Tenint en compte la informació proporcionada per GAIA, els investigadors van utilitzar simulacions amb superordinadors per predir amb més precisió la forma de la distribució de la matèria fosca al cor de la nostra galàxia.

Suposant, per tant, que aquesta matèria està ben descrita per teories que també preveuen la possibilitat que produeixi indirectament radiació gamma, trobem que la hipòtesi del púlsar només està a l'alçada de la matèria fosca a l'hora d'explicar les observacions del telescopi Fermi.

De fet, anem encara més enllà. Les properes observacions en el marc de l'astronomia gamma, que aviat seran possibles gràcies a l'Observatori Cherenkov Telescope Array,  podrien acabar decidint entre les dues hipòtesis. El CTAO hauria d'oferir imatges del cel amb una sensibilitat i resolució angular deu vegades més gran que els observatoris actualment en funcionament (HESS, Magic, Veritas).

Ho he vist aquí

El telescopi Webb observa un raig estel·lar als afores de la nostra Via Làctia

El telescopi espacial James Webb de la NASA ha captat una flamarada de gasos bullents que brolla d'una estrella monstruosa en creixement volcànic. Amb una extensió de 8 anys llum, la longitud de l'erupció estel·lar és aproximadament el doble de la distància entre el nostre Sol i els estels més propers, el sistema Alfa Centauri. La mida i la força d'aquest raig estel·lar en particular, situat en una nebulosa coneguda com a Sharpless 2-284 (Sh2-284 per abreujar), el qualifiquen com a rar, segons els investigadors.

Travessant l'espai a centenars de milers de quilòmetres per hora, el flux s'assembla a un sabre làser de doble fulla de les pel·lícules de Star Wars. La protoestrella central, amb un pes equivalent a deu vegades el del nostre Sol, es troba a 15.000 anys llum de distància, als confins de la nostra galàxia.

El descobriment de Webb va ser fortuït. «Abans de l'observació, no sabíem realment que existia una estrella massiva amb aquest tipus de super-raig. Un flux tan espectacular d'hidrogen molecular procedent d'una estrella massiva és poc comú en altres regions de la nostra galàxia», va afirmar l'autor principal, Yu Cheng, de l'Observatori Astronòmic Nacional del Japó.

Feu clic a la imatge per ampliar-la. La imatge de Webb de l'enorme raig estel·lar a Sh2-284 proporciona proves que els raigs protoestel·lars varien en funció de la massa de les estrelles progenitores: com més massiu és el motor estel·lar que impulsa el plasma, més gran és el raig resultant. Crèdits: Imatge: NASA, ESA, CSA, STScI, Yu Cheng (NAOJ); Processament d'imatges: Joseph DePasquale (STScI)

Aquesta classe única de focs artificials estel·lars són raigs de plasma altament col·limats que es disparen des d'estrelles en formació. Aquests raigs són l'espectacular «anunci del naixement» d'una estrella a l'univers. Part del gas que cau i s'acumula al voltant de l'estel central és expulsat al llarg de l'eix de rotació de l'estrella, probablement sota la influència de camps magnètics.

Avui dia, encara que s'han observat centenars de raigs protoestel·lars,que procedeixen principalment d'estrelles de baixa massa. Aquests raigs en forma de fus ofereixen pistes sobre la naturalesa de les estrelles en formació. L'energia, l'estretor i les escales de temps evolutives dels raigs protoestel·lars serveixen per limitar els models de l'entorn i les propietats físiques de la jove estrella que impulsa el flux.

"Em va sorprendre molt l'ordre, la simetria i la mida del raig quan el vam veure per primera vegada", va afirmar el coautor Jonathan Tan, de la Universitat de Virgínia a Charlottesville i la Universitat Tecnològica Chalmers a Göteborg, Suècia.

Aquest vídeo mostra la mida relativa de dos raigs protoestel·lars diferents captats pel telescopi espacial James Webb de la NASA. La primera imatge que es mostra és un raig protoestel·lar extremadament gran situat a Sh2-284, a 15 000 anys llum de la Terra. Les emissions de l'enorme protoestrella central, que pesa 10 vegades més que el nostre Sol, comprenen uns 8 anys llum de diàmetre. En comparació, un raig captat per Webb a la propera regió de formació estel·lar de baixa massa de Rho Ophiuchi té només un any llum de longitud.

La seva detecció ofereix proves que els raigs protoestel·lars han d'augmentar de mida en proporció a la massa de l'estrella que els impulsa. Com més massiu és el motor estel·lar que impulsa el plasma, més gran és la mida del raig.

La detallada estructura filamentosa del raig, captada per la nítida resolució de Webb en llum infraroja, és una prova que el raig s'està endinsant a la pols i el gas interestel·lar. Això crea nusos separats, ones de xoc i cadenes lineals.

Les puntes del raig, situades en direccions oposades, encapsulen la història de la formació de l'estrella. «Originalment, el material estava a prop de l'estrella, però al llarg de 100.000 anys les puntes es van anar propagant, i el que hi ha al darrere és un flux més jove», va explicar Tan.


Ho he vist aquí.