28/09/2017

Llums del Nord damunt de Canadà

Clic per engrandir. Crèdit: NASA

Aquesta espectacular imatge de l'Aurora Boreal sobre el territori de Canadà, va ser feta des de la Estació Espacial Internacional en el punt més alt de la seva òrbita. Els principals panells solars de la estació son visibles al costat esquerra de la foto. Va prendre la fotografia un membre de la missió 53 a bord de l'estació el 15 de setembre del 2017.

El 19 de setembre de 2017 la NASA la va triar com a imatge del dia.

25/09/2017

Com es mesuren les distàncies a l'univers?

El Sistema Solar cobreix uns 10 mil milions de quilòmetres. Més enllà d'això, les distàncies astronòmiques es quantifiquen en anys llum.

Mesurar les distàncies d'estrelles i galàxies, una prioritat que permet
als astrònoms comprendre millor l'evolució de l'Univers.
Crèdit imatge F. Poiget

Des d'Eratóstenes, l'astrònom grec que fou el primer en fer una mesura astronòmica, la de la circumferència terrestre (dos segles abans de Crist), els astrònoms intenten mesurar les distàncies en l'Univers amb la major precisió possible. Hi ha diverses tècniques per mesurar distàncies a l'espai. Quan són curtes, com per exemple, per a la distància Terra-Lluna, els astrònoms utilitzen un raig làser, idèntic al que utilitzen els geòmetres o els topògrafs. Per a distàncies més distants, hi ha tres tècniques principals una mica més complexes:

- Quan la mesura es refereix a estrelles relativament properes, fins a uns centenars d'anys llum de distància, utilitzem el mètode de paral·laxi. Aquest consisteix a observar el desplaçament d'un objecte proper davant d'un terreny molt distant observant des de dos punts geogràfics diferents. En el cas de les estrelles, les dues mesures es realitzen a intervals de sis mesos: la Terra ha recorregut la meitat de la seva òrbita, o 300 milions de quilòmetres (dues vegades la distància entre la Terra i el Sol). Utilitzant el mètode de paral·laxi, es pot deduir la distància entre la Terra i una estrella des de l'angle d'observació.

- Quan la distància a mesurar es fa massa gran, els astrònoms es dirigeixen cap a les Cefeides. Aquests estels variables, la periodicitat dels quals és proporcional a la brillantor absoluta, van ser descoberts en la dècada de 1920 per l'astrònoma nord-americana Henrietta Leavitt mentre estudiava la població estel·lar dels núvols de Magallanes, dues galàxies satèl·lits de la nostra. Com més brillant sigui el cefeida, major serà el seu període de variació de brillantor. Si sabem el període d'una Cefeida, que es pot mesurar fàcilment, la relació període-lluminositat ens permet determinar la brillantor intrínseca d'aquesta estrella. Mitjançant una simple comparació amb el seu brillantor aparent, es pot deduir la distància. Aquest mètode permet mesurar les distàncies d'estrelles de les galàxies que ens envolten.

- Queden les estrelles més llunyanes: Allí hi ha més estrelles observables individualment, i també trobem les galàxies i algunes estrelles exòtiques com els quàsars. Els astrònoms recorren a la mesura del desplaçament cap al vermell: com més llunyana és l'estrella, més el seu espectre té línies (d'emissió i absorció) que es desplacen cap a les llargues longituds d'ona, és a dir al vermell. Això es coneix com l'efecte Doppler-Fizeau, incloent el nom de C. Doppler que va descobrir el principi en 1842 a les ones acústiques i H. Fizeau que 6 anys més tard va demostrar que aquest canvi també es refereix a les ones electromagnètiques.

16/09/2017

Hubble captura esclats d'estrelles en una galàxia espiral barrada

Aquesta imatge del Telescopi Espacial Hubble ens mostra a NGC 5398, una galàxia espiral barrada situada a 55 milions d'anys llum de distància.

HGC 5398. Crèdit: NASA/ESA (clic per engrandir)

La galàxia és famosa per contenir una regió HII especialment extensa, un gran núvol compost d'hidrogen ionitzat (o HII, pronunciat "H-dos", sent H el símbol químic de l'hidrogen i el "II" ens indica que els àtoms han perdut un electró per ionitzar-se). El núvol de NGC 5398 es diu Tol 89 i es troba a l'extrem inferior esquerra de la barra central d'estrelles de la galàxia, una estructura que travessa el nucli galàctic i transporta el material cap a l'interior per mantenir la formació estel·lar en aquella zona.

Tol 86 destaca per ser l'únic gran complex massiu de formació estel·lar en tota la galàxia, conté almenys set cúmuls estel·lars joves i massius. Els dos grups més brillants dins de Tol 89, que els astrònoms han anomenat simplement "A" i "B" semblen haver patit dos esclats d'activitat formadora d'estrelles -esclats estel·lars- fa aproximadament 4 milions i menys de 3 milions d'anys respectivament. Tol 89-A es creu que conté un nombre d'estrelles particularment brillants i massives anomenades com estrelles Wolf-Rayet, que són conegudes per les seves altes temperatures i vents estel·lars extrems.

Ho he vist aquí.

Observat l'efecte Doppler rotacional molecular

Aquesta no és la primera vegada que observem un efecte Doppler en l'espectre de les molècules, però és la primera vegada que s'evidència la part vinculada a la rotació de la molècula. Aquesta primícia mundial va ser possible gràcies a la línia lluminosa de les Plèiades del Sincrotró Soleil.

Fotocomposició de C. Doppler vestit amb la disfressa de l'efecte que du
el seu nom, del personatge Sheldon Cooper (BBT). Crèdit: ilustracionmedica.es

El 25 de maig de 1842, a la Royal Academy of Sciences de Bohèmia, Christian Doppler va presentar un document titulat On the Colored Light of Double Stars i Other Stars of Heaven. El físic austríac va explicar la influència de la velocitat d'un objecte en la freqüència de llum que emetia per a un observador en repòs. Encara que conté diversos errors, l'article planteja una idea que la experimentació verificarà i que serà de gran importància per el desenvolupament de l'astrofísica i avui en dia aplicat per a la detecció d'exoplanetes.

No obstant això, no va ser fins el 1845 que el químic i meteoròleg holandès Buys Ballot va demostrar experimentalment el que avui es coneix com l'efecte Doppler, però amb el so. L'efecte amb les ones de llum es va tornar a descobrir experimentalment per Hyppolyte Fizeau i és per això que habitualment parlem sobre l'efecte Doppler en l'ecografia i l'efecte Doppler-Fizeau en astrofísica.

El Sincrotró Soleil, aquest instrument gegantí, obre les portes als científics
al que és infinitament petit. Produeix una llum summament poderosa que
permet explorar el nucli de la matèria.Crèdit: Synchrotron Soleil-Dailymotion

Efecte Doppler i rotacions

Encara que l'efecte Doppler-Fizeau s'utilitza àmpliament per mesurar la velocitat dels cossos celestes, també es manifesta a escala d'àtoms i molècules. Així, l'agitació tèrmica en un gas causa un allargament espectral de les línies dels àtoms o molècules del gas. Però això és estrictament un efecte Doppler-Fizeau de la traslació. En teoria, el fet que un àtom o una molècula puguin considerar-se com a objectes auto-rotatoris, subjectes a restriccions a les imatges clàssiques imposades per la mecànica quàntica en el món dels àtoms, han de donar lloc a un efecte rotacional Doppler.

Podem observar aquest efecte rotacional Doppler en el món de les molècules. Un equip internacional de físics francesos, japonesos, americans i finlandesos, que utilitza la línia lluminosa de les Plèiades del Sincrotró Soleil, per primera vegada ha aconseguit posar-lo en evidència.

Els investigadors van utilitzar un mètode d'espectroscòpia fotoelectrònica per mesurar l'ampliació espectral en l'espectre de l' energia cinètica dels electrons expulsats a partir de molècules de nitrogen en rotació, tal com s'explica en l'article publicat a la revista Physical Review Letters i al lloc web del sincrotró Soleil.

Ho he vist aquí

09/09/2017

La regió activa del sol segueix emetent flamarades solars

Fa un parell d'entrades al bloc vaig parlar-vos sobre l'activitat solar recent, avui hi tornem ampliant-ne l'informació.

8 Setembre. Actualització flamarada M8.1

El sol va emetre una flamarada solar de nivell mig el 8 de setembre de 2017. La flamarada va aconseguir el seu punt màxim a les 03:49 A.M. hora de la costa est dels EE.UU (EDT). Aquesta és la sisena flamarada de mida considerable a la mateixa regió activa des del 4 de setembre.

L'Observatori de Dinàmica Solar de la NASA (SDO) va capturar aquesta imatge
d'una flamarada solar M8.1, com es veu en l'àrea brillant a la dreta, el 8 de
setembre de 2017. La imatge és una barreja de llum ultraviolada extrema
a les longituds d'ona de 131 i 171 àngstroms. Crèdit: NASA

Per veure com aquest esdeveniment pot afectar la Terra, si us plau visiteu el Centre de Predicció del temps Espacial de la NOAA, la font oficial del govern dels Estats Units per a pronòstics, alertes, observacions i advertències sobre el clima espacial.

La flamarada es classifica com una flamarada M8.1. Les flamarades de classe M són una desena part de la mida de les flamarades més intenses, les flamarades de classe X. El nombre proporciona més informació sobre la seva força. Un M2 és dues vegades més intens que un M1, un M3 és tres vegades més intens, etc...


7 de Setembre de 2017. El Sol mostra dues flamarades solars de nivell mitjà

El sol va emetre dues flamarades solars de nivell mig el 7 de setembre de 2017. El primer va aconseguir el seu punt màxim a les 6:15 A.M. EDT. La segona flamarada, més gran, va aconseguir el seu punt màxim a les 10:36 A.M. EDT. Aquestes són la quarta i cinquena flamarada de mida considerable de la mateixa regió activa des del 4 de setembre.

La primera flamarada es classificada com una flamarada M7.3. El segon com X1.3. la classe X identifica a les flamarades més intenses, mentre que el nombre proporciona més informació sobre la seva força. Una X2 és dues vegades més intens que una X1, una X3 és tres vegades més intens, etc. Les de classe M són una desena part de la mida de les de classe X.

6 de Setembre de 2017. Dues flamarades solars significatives capturades pel SDO de la NASA

El Sol va emetre dues erupcions solars significatives el matí del 6 de setembre de 2017. La primera va aconseguir el seu punt màxim a les 05:10 A.M. EDT i la segona, més gran, va aconseguir el seu punt màxim a les 08:02 A.M. EDT. L'Observatori de Dinàmica Solar de la NASA, que observa el Sol constantment, va captar imatges de tots dos esdeveniments. Les flamarades solars són poderoses explosions de radiació. La radiació nociva d'una flamarada no pot passar a través de l'atmosfera terrestre per afectar físicament els éssers humans a la Terra, però quan és prou intensa pot pertorbar la capa de l'atmosfera a on orbiten els satèl·lits del GPS i els de senyals de comunicacions. 

Aquesta animació ens mostra les flamarades X2.2 i X9.3 que el Sol va emetre el
6 de setembre de 2017. Les imatges van ser capturades per l'Observatori de
Dinàmica Solar de la NASA i mostren la llum en una longitud d'ona de
131 àngstrom. Crèdit: NASA/Goddard/SDO

La primera flamarada es classificada com una flamarada X2.2 i la segona és una flamarada X9.3.

Les dues flamarades van esclatar en una regió activa anomenada AR 2673, que també va produir una flamarada solar de nivell mig el 4 de setembre de 2017. La flamarada X9.3 va ser la major flamarada fins ara en el cicle solar actual, el cicle d'aproximadament 11 anys durant el qual l'activitat del sol creix en activitat per acabar disminuint. El cicle solar actual va començar al desembre de 2008, i ara està disminuint en intensitat i es dirigeix ​​cap al mínim solar. Aquesta és una fase en què tals erupcions solars són cada vegada més rares, però la història ha demostrat que poden arribar a ser intenses. 

Podeu trobar imatges addicionals fent un clic aquí

l'Observatori de Dinàmica Solar de la NASA va capturar aquesta imatge d'una
flamarada solar significativa, tal com es veu en el flaix brillant a la part inferior
dreta, el 6 de setembre de 2017. La imatge mostra un subconjunt de llum ultraviolada
extrema que posa de manifest el material extremadament calent de les flamarades i
que normalment es troba en color vermell. Crèdit: NASA/Goddard/SDO.

Ho he vist aquí

02/09/2017

Trappist-1: Hubble suggereix aigua en alguns exoplanetes

Hi ha aigua als exoplanetes rocosos al voltant de l'estrella Trappist-1? Encara no se n'han detectat signes però, segons el treball realitzat gràcies al Hubble per un equip internacional d'astrònoms, ens permet un mesurat optimisme.

Cal recordar que no és suficient que un exoplaneta es trobi a la zona d'habitabilitat de la seva estrella perquè existeixi aigua líquida. L'astre potser no ha heretat prou aigua en el seu naixement, o la va perdre ràpidament, per exemple, sota la influència de la radiació ultraviolada de l'estrella.

És per això que un equip internacional d'astrònoms ha avaluat amb Hubble l'impacte de la radiació ultraviolada de l'estrella Trappist-1 en els planetes rocosos circumdants. Com a resultat, tot i que no hi ha proves reals de disponibilitat d'aigua (i encara menys aigua líquida), l'estudi suggereix que alguns exoplanetes a la zona habitable encara poden contenir quantitats notables d'aigua líquida, favorables per la presència de vida. 

Benvinguts al sistema planetari de Trappist-1. Estem a prop de Trappist-1 h, el
més llunyà dels set planetes de grandària terrenal que graviten al voltant
de Trappist-1. El seu petit sol brillant està a menys de 10 milions de quilòmetres,
un sisè de la distància entre Mercuri i el Sol. A partir d'aquest món, que segons
la composició de la seva atmosfera es pot cobrir amb aigua líquida o gel,
es pot veure com els seus sis germans passen per davant de la seva estrella.

Hem de recordar que un planeta pot estar a la zona d'habitabilitat de la seva estrella sense ser realment habitable, especialment si es tracta d'una nana vermella. De fet, diversos factors influeixen en aquesta habitabilitat, ja que:

- La quantitat d'aigua heretat pel planeta durant la seva formació.

- Les característiques de la seva atmosfera (és prou gruixuda degut a un efecte hivernacle moderat que permet que existeixi aigua líquida , com és el cas de la Terra o bé que és massa gruixuda, el que el condueix a un infern com Venus?).

- L'activitat de la seva estrella amfitriona.

Pel que fa a aquest darrer punt, sorgeix la qüestió de l'impacte de les erupcions estel·lars i de les radiacions que les acompanyen. Aquestes darreres juguen un paper en l'existència o no de l'atmosfera de l'exoplaneta i la presència d'aigua, especialment en el cas de les nanes vermelles (aquestes estrelles tenen una joventut molt turbulenta). Un flux excessiu de radiació ultraviolada (UV) pot conduir a la fotodissociació de les molècules dels dipòsits d'aigua d'un exoplaneta jove donant molècules d'O2 i H2. Segons la massa de l'exoplaneta, les molècules d' hidrogen s'escapen més o menys ràpidament d'ell, deixant al final, un món privat de l'oceà (si existien), però amb una atmosfera enriquida amb dioxigen, que pot fer creure en la presència de vida.

Les nanes vermelles són les estrelles més nombroses de la Via Làctia, de manera que el sistema de Trappist-1, que es troba a només 40 anys-llum de la Terra, és un excel·lent laboratori per afinar les nostres eines per avaluar la proporció d'exoplanetes realment habitables a la nostra galaxia. El treball de recerca realitzat per un equip internacional d'astrònoms amb el telescopi Hubble no és per això sorprenent. Aquests últims van ser capaços d'estimar el flux UV emès per Trappist-1 que acaba de ser publicat a arXiv.   

Fotografia del Hubble al costat d'un transbordador l'any 1999
Crèdit: NASA

 De la vida a Trappist-1e, Trappist-1f i Trappist-1g?

Aquest equip, dirigit per Vincent Bourrier de l'Observatori de la Universitat de Ginebra (Unige), va utilitzar l'"STIS", (sigles en anglès d'espectrògraf d'imatges del telescopi espacial), un instrument present al telescopi espacial de la NASA i de l'ESA, per mesurar la quantitat de radiació ultraviolada que els exoplanetes de Trappist-1 poden rebre depenent del flux de la seva estrella. Les conclusions derivades d'aquestes mesures però, s'han de prendre amb precaució perquè es basen en diversos models :

- la història del sistema Trappist-1;
- la pèrdua d'aigua sota l'efecte de la radiació UV.
- I sobre l'avaluació de les masses dels exoplanetes.

Tot i així, segons els investigadors, alguns exoplanetes de Trappist-1 haurien perdut grans quantitats d'aigua, però altres podrien haver-la retingut.
Trappist-1b i Trappist-1c, els dos exoplanetes més propers, han estat especialment afectats i poden haver perdut fins a 20 vegades la quantitat d'aigua dels oceans de la Terra durant els últims vuit mil milions d'anys de vida de l' estrella. Els exoplanetes més remots a la zona habitable, en particular Trappist-1e, f i g, haurien d'haver perdut molta menys aigua, fent que l'especulació sobre l'aparició de la vida sigui més creïble sobre aquestes estrelles .

Tanmateix, encara es requereix un optimisme molt mesurat i precís i ha de romandre així durant molt de temps. Com va dir Vincent Bourrier: "Si bé els nostres resultats suggereixen que els planetes més llunyans són els millors candidats per buscar aigua amb el nou telescopi espacial James Webb, també assenyalen la necessitat d'estudis i observacions teòrics complementaris a totes les longituds d'ona  per tal de determinar la naturalesa dels planetes Trappist-1 i el seu potencial d'habitabilitat".

Ho he vist aquí.