Catàleg Charles Messier. Objecte M4

Descobert per Philippe Loys de Chéseaux al 1746.

M4 és un dels cúmuls globulars més propers del cel; d'acord amb resultats més nous (adoptats aquí de la base de dades de WE Harris), la seva distància és de potser només 7.200 anys llum, que pot ser la més petita per a un globular; l'únic competidor seriós és NGC6397 en la constel·lació meridional de l'Altar, amb tot, aquest sembla estar molt lleugerament més allunyat (7.500 anys llum). M4 pot ser detectat per l'ull nu en cels molt foscos (1,3 graus a l'oest d'Antares) i és prominent amb la més insignificant ajuda òptica.

Com un detall notori, M4 exhibeix una estructura central "barrada", ben visible en la nostra fotografia, alguna cosa des lleugerament baix a l'esquerra a lleugerament a dalt a la dreta; aquesta barra d'estrelles de 11a magnitud és al voltant de 2 ½ long en un angle de posició de 12 graus i va ser anotat primerament per William Herschel en 1783. Això pot ser que aquesta estructura causés que Harlow Shapely ho considerés allargat escassament el·líptic (0,9 en un angle de posició de 115 graus), una noció que no pot ser confirmada en modernes observacions o fotografies.

M4 seria un dels més esplèndids cúmuls globulars en el cel si no fos enfosquit per espessos núvols de matèria interestel·lar fosca. L'absorció interestel·lar també tenyeix de vermell el color de la llum provinent del cúmul, i li dóna un aspecte de tènue taronja o terrós en imatges en color. El seu diàmetre angular, vist en fotografies profundes, és d'aproximadament 36 minuts d'arc, més que el de la Lluna plena; això correspon a un diàmetre lineal de gairebé 75 anys llum. En típiques fotos apareix una mica més petit a gairebé 26', i visualment va ser estimat en 14 minuts d'arc. El seu radi de marea, determinat per la distància on forces de la marea gravitacional de la Galàxia Via Làctia causaria que les estrelles membres s'escapessin, s'estima en 32,49', o al voltant de 70 anys llum, de manera que aquest cúmul globular domina gravitacionalment un volum esfèric de 140 anys llum de diàmetre.

M4 és un dels globulars més oberts, o poc compactes, com la seva classificació en la classe de concentració IX ens indica. El seu comprimit nucli central va ser mesurat en 1,66' de diàmetre, o linealment 3,6 anys llum. El seu radi de massa mitjana és de 3,65' o al voltant de 8 anys llum, així la meitat de la massa del cúmul està concentrada en un volum esfèric interior de 16 anys llum de diàmetre. Està allunyant-se de nosaltres a 70,4 km/seg i conté almenys 43 variables conegudes. El seu tipus espectral ha estat determinat com F8, el seu índex de color ha estat mesurat com BV=1,03.

El cúmul globular M4 va ser descobert per De Chéseaux en 1745-46 i llistat per ell com Nº 19, i inclòs en el catàleg de Lacaille com Lacaille I.9. Charles Messier el va catalogar el 8 de Maig de 1764, i va ser el primer a resoldre, dins d'un cúmul de molt petites (i pàl·lides) estrelles; aquest és l'únic cúmul globular que va poder resoldre amb els seus modestos instruments, i d'aquesta forma el primer cúmul globular en ser resolt mai. Només al voltant de 20 anys més tard, William Herschel va poder resoldre tots els cúmuls globulars de Messier amb els seus grans telescopis.

El 1987, el primer púlsar de mil·lisegon va ser descobert en aquest cúmul globular. Aquest púlsar, 1821-1824, és un estel de neutrons girant (i pulsant) un cop cada 3 mil·lisegons, o més de 300 vegades per segon, la qual cosa és encara 10 vegades més ràpid que el púlsar del Cranc a M1. Un segon púlsar de mil·lisegon va ser trobat a M28 més tard aquell mateix any.

A l'agost de 1995, el Telescopi Espacial Hubble ha fotografiat estrelles nanes blanques a M4, les quals estan entre les més velles estrelles de la nostra galàxia, la Via Làctia. Al juliol de 2003, investigacions amb el Telescopi Espacial Hubble van conduir a la identificació d'un planeta orbitant a aquestes nanes blanques; elles formen un sistema triple amb un púlsar anomenat PSR B1620-26. Aquest planeta, d'una massa de 2,5 vegades la de Júpiter, és presumiblement gairebé tan antic com el cúmul globular M4, una xifra actualment estimada al voltant de 13 mil milions d'anys, o gairebé tres vegades l'edat del nostre sistema solar.

M4 pot trobar-se fàcilment ja que està només a 1,3 graus a l'oest de la brillant Antares (Alfa Scorpii, mag. 1,0, tipus espectral M1,5, escassament variable), just al sud de la línia cap a Sigma Scorpii (mag. 2,9v, classe espectral B2III). Un pegat rodó difús en binoculars, és una resplendor circular en un petit telescopi, i encara un de 120 centímetres resol les estrelles més brillants, que són d'al voltant de 10,8 de magnitud; la característica de barra esmentada dalt és evident, i les estrelles resoltes apareixen irregularment distribuïdes. Telescopis més grans mostren un halo d'estrelles al voltant de la porció brillant central del cúmul fins a un diàmetre de més de 16 minuts d'arc.

Pròxim (50'al ENE) i encara més proper a Antares (només 30'NW), el més pàl·lid cúmul globular NGC 6144 (mag. 10,4, 3,3'de diàmetre) pot trobar-se; per observar-lo, Antares s'ha d'excloure del camp visual de manera que no pugui brillar fora de aquest globular feble.

Per veure l'article original, fer un clic aquí
Anar al catàleg d'objectes

L'extraordinària imatge de la supergegant vermella Antares

Visible a l'estiu cap al sud, es reconeix per la seva tonalitat vermella, l'estrella Antares ha passat per un dels millors fotògrafs del món: el VLTI, que combina la lluminositat recollida per diversos telescopis gegants. El resultat és un retrat sense precedents, que ofereix una cartografia dels gasos que es mouen a la superfície. Aquesta és la primera imatge de qualitat per a una estrella que no sigui el Sol.

Què cal recordar:
 

Els moviments de gas a la superfície d'una estrella que no sigui el Sol s'han "mapejat" per primera vegada amb precisió, gràcies al VLTI. Es tracta d'Antares, una supergegant vermella, 12 vegades més massiva que el Sol i 700 vegades més gran. La turbulència de gas de baixa densitat es va detectar a distàncies més grans del centre de l'estrella del que s'esperava. No estan relacionats amb la convecció i el seu procés segueix sent desconegut.

Aquest estiu, probablement hagis vist Antares, que tremolava sobre l'horitzó meridional al principi de la nit. L' estrella, una de les més brillants del cel en aquesta època de l'any, té un color vermell-taronja que li ha valgut ser batejat en l'antiguitat, el "rival de Mart", on el seu nom es va fer amb anti i Ares, el nom grec de Mart.

Vegeu també: Quina és l'estrella més gran de l'univers?

Brilla en la constel·lació Escorpió, no gaire lluny (per a nosaltres) del centre de la Via Làctia. Però no per molt de temps. De fet, la supergegant vermella, unes 700 vegades més gran que el nostre Sol, s'està quedant sense vapor. Actualment és més gran que una altra famosa supergegant vermella, Betelgeuse, a Orion i 12 vegades més massiva. Durant la seva vida relativament curta, l'estrella hauria perdut l'equivalent a tres masses solars. Com més creix, menor serà la densitat de la seva superfície i més es refreda. En poc temps, a escala astronòmica, es convertirà en una supernova (pel col·lapse del nucli de l'estrella). Sens dubte, un dels propers espectacles que la humanitat podrà veure. 

Gràcies al VLTI, els astrònoms han realitzat aquesta magnífica imatge de la
supergegant vermella Antares. Aquesta és la imatge més detallada
d'una estrella que no sigui el Sol. Observeu els punts brillants. © ESO, K. Ohnaka

S'han detectat estranys moviments de gas a Antares

Per prendre el pols d'Antares i aprendre més sobre la seva condició i, en general, la disminució d'aquests monstres estel·lars, un equip d'astrònoms va poder aprofitar el potent interferòmetre del VLT (Very Large Telescope). Aquest instrument combina la llum dels telescopis gegants de l'Observatori del Monte Paranal a Xile, per crear un mirall virtual gegant d'uns 200 metres de diàmetre. Gràcies a ell, els astrònoms van poder fer una imatge i fins i tot mapejar en dues dimensions els moviments a la superfície d'Antares.

Com explica Keiichi Ohnaka, autor principal de l'estudi publicat a Nature (i publicat per l' ESO), "no s'ha entès el procés responsable de la ràpida pèrdua de la massa de les estrelles al final de la vida com Antares, durant més de mig segle". També, per intentar aclarir-ho, qui millor que el VLTI per fer-ho? "El VLTI és l'únic instrument que ens ha permès mesurar directament els moviments de gas dins de l'ambient estès d'Antares".  

Animació d'Antares; l'estrella més brillant de Escorpió i 700 vegades més gran
que el nostre Sol, i la turbulència de la seva superfície. © ESO, M. Kornmesser

Així, gràcies al VLTI i també a l'instrument Amber (Astronomical Multi-BEam combineR), l'equip va poder crear el primer mapa de les "bombolles" del gas a l'atmosfera d'una estrella que no sigui el Sol, i adquirir diferents imatges de la seva superfície "sobre una petita porció de l'espectre infraroig" , diu un comunicat de l'ESO. Aquestes dades proporcionen informació sobre la velocitat dels gasos mòbils, "un pas clau per resoldre aquest problema".

Els investigadors van descobrir l'existència de plomalls de gas de baixa densitat a distàncies més grans del que s'esperava des del centre de la supergegant vermella. Van ser capaços de determinar que aquestes turbulències no estan relacionades amb la convecció dins de l'estrella gegant. Així, de moment, el seu mecanisme continua sent un enigma. Per descomptat, per a Keiichi Ohnaka, "el següent repte és identificar la font d'aquests moviments turbulents". No hi ha dubte que les noves observacions ja estan planificades. Satisfet, conclou: "el nostre treball ofereix una nova dimensió a l'astrofísica estel·lar i obre una nova finestra per a l'estudi de les estrelles".  

Ho he vist aquí

Catàleg Charles Messier. Objecte M3

Descobert en 1764 per Charles Messier.

M3 (NGC 5272) és un dels més destacats cúmuls globulars, contenint aproximadament mig milió d'estrelles. A una distància d'uns 33.900 anys llum, està més lluny que el centre de la nostra Galàxia, la Via Làctia, però tot i així brilla a una magnitud de 6,2, mentre que la seva magnitud absoluta és de -8,93, corresponent a una lluminositat d'unes 300.000 vegades la del nostre sol. M3 és per tant visible a simple vista sota molt bones condicions, i un objecte superb amb una senzilla ajuda òptica. El seu diàmetre aparent de 18,0 minuts d'arc correspon a una extensió lineal d'uns 180 anys llum; Kenneth Glyn Jones esmenta una estimació de fins i tot 20 minuts d'arc a partir de plaques fotogràfiques de gran profunditat, corresponent a un diàmetre lineal d'uns 200 anys llum. Apareix una mica més petit en instruments d'aficionat, potser sobre 10 minuts d'arc. Però la seva ràdio mareal, passat el qual les estrelles que el componen es separarien per la força gravitatòria de marea de la Via Làctia, és encara més gran: al voltant de 38,19 minuts d'arc. Així, aquest cúmul domina gravitacionalment un volum esfèric de 760 anys llum de diàmetre.

A l'altre extrem, M3 té un nucli comprimit i dens que mesura 1,1' de diàmetre, o linealment, 11 anys llum, relativament gran per ser globular. El seu radi de massa mitjana és de 1,12', o uns 11,2 anys llum, de manera que la meitat de la massa d'aquest cúmul està continguda en un volum de només 22 anys llum de diàmetre.

Les estrelles més brillants del cúmul són de Mag. 12,7, mentre que les gegants de l'anomenada Branca Horitzontal són de Mag. 15,7, i les 25 estrelles més brillants tenen una brillantor mitjana de Mag. 14,23. L'edat del cúmul globular M3 ha estat estimada a partir del seu diagrama de color-magnitud en diverses ocasions; històricament, els valors més antics han estat assignats a 5.000 milions d'anys (Baade), 11,4 milers de milions d'anys (Woolf), 20 mil milions (Arp) i 26 mil milions (Sandage). Sandage (1954) va comptar 44.500 estrelles més brillants que de Mag. 22,5 en un radi de 8 min. d'arc. La massa total ha estat estimada en 245 000 masses solars (Sandage i Jonson). Helen Sawyer Hogg ha donat a M3 un tipus espectral global F2, i un índex de color de -0,05, força blau per a un globular, mentre que l'Sky Catalogue 2000 li dóna un tipus espectral F7, i WE Harris ho inclou com F6. El seu índex de color va ser determinat com BV=0,69. Aquest eixam estel·lar se'ns està aproximant a 147,6 km/seg.

El cúmul globular M3 és extremadament ric en estrelles variables: D'acord amb B. Madore (Cúmuls Globulars Hanes/Madore, 1978) han estat trobades 212 variables, 186 períodes han estat determinats, més que en qualsevol altre cúmul globular en la nostra Via Làctia (i per tant el major mai observat); es van descobrir almenys 170 variables RR Lyrae (de vegades cridades variables de cúmul). Aquestes estrelles han servit com a 'candeles estàndard' per determinar la distància del cúmul. La primera estrella variable va ser descoberta per EC Pickering en 1889, les següents 87 van ser trobades per SI Bailey en 1895.

M3 conté un nombre relativament gran de les anomenades Endarrerides Blaves (Blue Stragglers), estrelles de seqüència principal blava que semblen ser bastant joves, molt més joves del que la resta de la població del cúmul suggeriria. Aquestes van ser descobertes primer per Alan Sandage (1953) en plaques fotogràfiques preses amb el telescopi Hale de 200 polzades a Monte Palomar. Un misteri durant molt de temps, es pensa ara que aquestes estrelles han patit canvis dramàtics en les interaccions estel·lars, perdent les seves capes externes més fredes en trobades properes, que ocorren ocasionalment quan les estrelles travessen les denses regions centrals dels cúmuls globulars.

Aquest cúmul va ser el primer descobriment 'original' de Charles Messier quan el va registrar el 3 de maig de 1764. En aquesta època, era l'objecte nº 73 del cel profund mai observat per l'ull humà (i amb aparells), encara que per aquella època, era només l'objecte nebulós nº 56 conegut, ja que 17 objectes havien estat oblidats de nou, d'acord a les fonts i coneixement actual d'aquest autor (veure la Taula de Descobriments d'objectes del Cel Profund). Aparentment també va ser aquest el descobriment que amb el temps va motivar a Charles Messier a començar una recerca sistemàtica d'aquests objectes semblants a cometes, i no només catalogar troballes casuals com en els casos previs de M1 i M2, com es demostra pel fet que en 1764, va trobar i va mesurar tots els objectes de M3 a M40.

Quan l'últim objecte del catàleg, M107, un cúmul globular en Ophiuchus, va ser descobert per l'amic de Messier Pierre Méchain en 1782, 18 anys més tard, un total d'almenys 140 objectes eren coneguts, més del doble del nombre, i 110 d'ells descrits per Messier (que va descobrir 42 o 43) i Méchain (27 o 28) el dubte en el compte és resultat de les dubtoses circumstàncies concernents al descobriment de M102.

M3 va ser definida com a estrella i reconeguda com a cúmul per primera vegada per William Herschel al voltant de 1784.

Per trobar M3, n'hi ha prou en perllongar la línia des de Gamma Comae Berenices, a prop del Cúmul Comae Berenices fins Beta Comae uns 2/3 i mirar lleugerament al nord per tenir a M3 al camp de baixa potència: està a uns 6 graus al nor-noreste de Beta Comae.

Mentre que M3 és visible a simple vista només sota molt bones condicions i roman just sobre el límit de visibilitat sota condicions més normals, es pot veure fàcilment amb un petit instrument. En binoculars, apareix com una taca vaporosa, boirosa. Un 10 centímetres mostra el seu brillant nucli compacte dins d'una resplendor rodona clapejada, granulós, que es dissol lenta i uniformement cap a les vores exteriors; No defineix el cúmul, sinó que mostra només algunes de les estrelles més brillants sota bones condicions. Un 15 centímetres resol sobre els dos terços de les exteriors en estrelles febles sobre una resplendor de fons format pels membres més febles no resolts del cúmul. Un 20 centímetres mostra estrelles al llarg del cúmul menys molt a prop del nucli, que es defineix en estrelles amb telescopis més grans (sobre 30 centímetres).

Veure l'article original fent un clic aquí
Anar al catàleg d'objectes

Quina és l'estrella més gran de l'univers?

La mida d'algunes estrelles de l'univers és impressionant en comparació amb la mida modesta del Sol. La massa d'altres estrelles també és sorprenent (una gran estrella no és necessàriament molt massiva i viceversa). Aquests són els casos més notables coneguts pels astrònoms.

Hi ha tantes estrelles a l'univers que és impossible conèixer-les totes. A més, ni tan sols sabem exactament quantes n'hi ha a la nostra galàxia. Per als astrònoms, es tracta més d'avaluar la seva massa prenent com a referència la del Sol: 1.98892 x 10³⁰ kg, és a dir, 333.000 vegades la de la Terra o 1.048 vegades la de Júpiter. Per exemple, la Via Làctia té una massa estimada d'unes 240 mil milions de vegades la del Sol.

De tipus nana groga, el Sol és una estrella amb dimensions relativament modestes. El seu diàmetre és de 1.392 milions de quilòmetres, que és 109 vegades el de la Terra. Aproximadament 1,3 milions de planetes semblants als nostres per omplir completament. Finalment, tingueu en compte que la nostra estrella només representa el 99,86% de la massa total del Sistema Solar.

Pel que fa a les estrelles, n'hi ha dos tipus de gegants: gegants i massives. 

Comparació de la mida del Sol amb la d'UY Scuti, la estrella més famosa.
© Philip Park, Wikimedia Commons, CC by-sa 3.0

 VY Canis Majoris o UY Scuti: quina és l'estrella més gran?

No fa molt de temps, va ser VY Canis Majoris qui va mantenir el rècord. La mida d'aquesta estrella, situada a la nostra galàxia, a uns 5.000 anys llum de distància de la Terra, cap a la constel·lació del Canis Majoris, ha estat revisada a la baixa: entre 1.420 i 1.540 vegades la del Sol, tot plegat gairebé 2 mil milions de km de diàmetre, 13 vegades la distància entre la Terra i el Sol.

VY Canis Majoris va ser destronada per una altra supergegant vermella: UY Scuti (9.500 anys llum de distància de la constel·lació de l'escut de Sobieski); 1.700 vegades més gran que el Sol, podria estendre's a Saturn si la col·loquem al centre del Sistema Solar! 

Mu Cephei o Erakis, "L'estel granat"

Aproximadament 1.200 vegades més gran que el Sol, Mu Cephei o Erakis -sobrenomenada "L'estel granat" per William Herschel- és famosa per ser visible en aquest color i sense instruments, dins de la constel·lació de Cepheus, al voltant d'uns 5.200 anys-llum de distància.

En qualsevol cas, la seva mida desproporcionada és sinònim de disminució. El seu color certifica la seva superfície en refredament. 

Aquest vídeo compara objectes, humans i petits objectes estel·lars, fins als més grans (diferents estrelles conegudes). Crèdit: Harry Evett, YouTube

Eta Carinae i les estrelles del grup R136, estrelles molt massives

Encara que més petites, les estrelles massives impressionen amb el seu ardor i vigor. Un dels casos extrems més famosos de la nostra galàxia és Eta Carinae, a 7.500 anys llum de la Terra; 120 vegades més massiva que el Sol per 250 vegades la seva grandària, aquesta estrella és un milió de vegades més brillant que la nostra estrella. Probablement era encara més massiva en la seva joventut, però a mesura que envelleix, segueix perdent pes: unes 500 masses de terra per any. No està lluny d'explotar ara, el que promet un espectacle celestial extraordinari en un futur relativament proper.

Fins i tot més colossals són els del cúmul R136, a la nebulosa de Tarántula de la galàxia nana del Gran Núvol de Magallanes, a uns 170.000 anys llum de la Terra. Nou d'aquestes joves estrelles tenen una massa 100 vegades més gran que les del Sol. Juntes, són 30 milions de vegades més brillants que aquest últim! Amb 250 vegades la massa del Sol, R136a1 és, amb diferència, l'estrella més massiva coneguda. Actualment, brilla fins a 10 milions de sols! Els astrònoms es pregunten sobre els processos que podrien haver generat aquest gegantisme, perquè els límits teòrics són 150 masses solars.  

Article original, clic aquí

Catàleg Charles Messier. Objecte M2

 

Descobert per Jean-Dominique Maraldi en 1746.

M2 té un diàmetre d'uns 175 anys llum, conté unes 150 000 estrelles i és un dels més rics i compactes cúmuls globulars, com indica la seva classificació en la classe de densitat II. Aquest cúmul és de notable el·lipticitat (el·lipticitat 9, o forma E1), com es pot veure en la nostra fotografia; està estesa en un angle de posició de 135 graus. A uns 37.500 anys llum (d'acord amb la base de dades de WE Harris ), se situa força més enllà del Centre Galàctic. Visualment és d'una magnitud aparent de 6,5 i d'uns 6 a 8 minuts d'arc de diàmetre, amb una brillant regió central comprimida d'uns 5'. A les fotografies estàndards es pot estendre fins als 12,9 minuts d'arc, i les fotografies detallades revelen que s'estén fins a un diàmetre de 16,0 minuts d'arc.

Com la majoria dels cúmuls globulars, la part central de M2 està bastant comprimida. El dens nucli central de M2 és de només 0,34 minuts d'arc o uns 20 segons d'arc de diàmetre, corresponent a un diàmetre de 3,7 anys llum. La seva Ràdio de massa mitjana és de 0,93 minuts d'arc (56 segons d'arc, o 10 anys llum linealment). A l'altre extrem, el seu radi mareal és gran: 21,45 minuts d'arc, corresponent a un radi de 233 anys llum més enllà del qual les estrelles escaparien a causa de les forces de marea gravitatòries de la Via Làctia.

Les estrelles més brillants de M2 són gegants vermelles i grogues de magnitud 13,1, mentre que les estrelles de la seva branca horitzontal tenen una brillantor aparent de 16,1. El tipus espectral global del cúmul ha estat assignat a F0, el seu índex de color a -0,06; valors moderns assignen un tipus espectral F4, i BV = 0,66.

Del seu diagrama de color-magnitud, Halton Arp (1962) ha deduït l'edat de M2 en uns 13.000 milions d'anys i aproximadament la mateixa que els cúmuls globulars M3 i M5.

De les seves 21 variables conegudes, les dues primeres han estat descobertes per Bailey en 1895 (Pickering and Bailley 1895), i un total de 8 fins a 1897. La majoria d'elles són també anomenades 'variables de cúmul' del tipus de RR Lyrae, amb períodes curts de menys d'un dia. Tres d'elles, però, són Cefeides 'clàssiques' del tipus II (estrelles W Virginis) amb períodes de 15,57, 17,55 i 19,30 dies respectivament, i una brillantor visual aparent de magnitud aproximada 13. Aquestes estrelles han estat estudiades per HC Arp (1955) i G. Wallerstein (1970). Una variable és un estel RV Tauri la magnitud aparent varia entre 12,5 i 14,0 amb un període de 69,09 dies; aquest estel té alternances mínimes entre profunda i succinta, i va ser descoberta en 1897 per l'aficionat francès A. Chèvremont. Se situa en la vora occidental del cúmul, lleugerament cap al nord.

M2 havia estat descoberta per Maraldi l'11 de setembre de 1746; Charles Messier independentment la va redescobrir i va catalogar exactament 14 anys després, l'11 de setembre de 1760 com una 'nebulosa sense estrelles'. William Herschel va ser el primer que va definir les seves estrelles.

M2 es troba fàcilment des Alfa i Beta Aquarii, així com Epsilon Pegasi. Està 5 graus al nord de Beta Aquarii, en la mateixa declinació que Alfa Aquarii.

Amb la seva magnitud visual de 6,5, M2 és un objecte difícil per a l'observació a simple vista (no visible sota condicions 'mitges'), però és un objectiu fàcil per a instruments òptics lleugers com binocles o ulleres d'òpera, en particular per que està situat en un camp poc estrellat. Un telescopi de 4 polzades lliure d'obstrucció (refractor o Schiefspiegler*) no resol aquest cúmul, sinó que mostra només algunes de les seves estrelles més brillants disseminades sobre la imatge nebulosa de fons causada per les estrelles no definides. Observant amb el seu refractor de 10 centímetres, John Malles detecta un corbat solc fosc que travessa la cantonada nord-occidental del cúmul, que també es pot veure a les fotografies. Amb un 20 centímetres, aquest cúmul globular es defineix parcialment en estrelles, fins i tot al centre amb bones condicions de visibilitat. Es necessiten telescopis més grans, de 25 centímetres i més, per definir completament aquest cúmul. Un solc fosc peculiar creua la vora nord-occidental del cúmul, una idea del qual s'aprecia en la nostra imatge; telescopis més grans (de 40 centímetres endavant) mostren unes altres diverses estructures o regions més fosques, menys prominents.

*Schiefspiegler: telescopi Kutter de mirall oblic.

Article original en anglès.
Anar al catàleg d'objectes

Catàleg Charles Messier. Objecte M1

Descoberta el 1731 per l'astrònom britànic amateur John Bevis.

La Nebulosa del Cranc és la més visible i famosa resta de supernova coneguda, un núvol de gas creat per l'explosió d'una estrella com supernova.

La supernova va ser registrada el 4 de Juliol de 1054 DC per astrònoms xinesos, i era quatre vegades més brillant que Venus, o aproximadament d'una magnitud -6. D'acord amb els registres, va ser visible a la llum del dia durant 23 dies, i 653 dies a simple vista al cel nocturn. També va ser probablement registrat pels artistes indis Anasazi (avui dia a Arizona i Nou Mèxic), com indiquen els descobriments en el Canó Navaho i en White Mesa (tots dos a Arizona) així com al Parc Nacional del Cañón Chaco (Nou Mèxic). A més d'això, Ralph R. Robbins de la Universitat de Texas ha trobat art dels indis Mimbres a Nou Mèxic, possiblement descrivint una supernova.

La supernova de 1054 també va tenir assignada la designació d'estrella variable CM Tauri. Aquesta és una de les poques supernoves observades al llarg de la història en la nostra Galàxia de la Via Làctia.

Les restes de la nebulosa van ser descobertes per John Bevis en 1731, qui ho va afegir al seu atles del cel, Uranographia Britannica. Charles Messier la va trobar de forma independent el 28 d'Agost de 1758, quan estava buscant el cometa Halley en el seu primer retorn pronosticat, i en principi va pensar que era el cometa. Per descomptat, aviat va reconèixer que no tenia el moviment propi aparent, i el va catalogar el 12 de setembre de 1758. Va ser el descobriment d'aquest objecte el que va portar a Charles Messier a començar la compilació d'aquest catàleg. També va ser el descobriment d'aquest objecte, el qual tenia una gran semblança amb un estel (1758 De la Nux, C/1758 K1) en el seu petit telescopi refractor, el que li va portar la idea de buscar estels amb telescopis. Messier va reconèixer el descobriment original de Bevis quan va tenir coneixement del mateix en una carta del 10 de Juny de 1771.

Tot i que el catàleg de Messier va ser abans de res compilat per prevenir confusions d'aquests objectes amb cometes, M1 va ser de nou confós amb el cometa Halley amb l'ocasió del segon retorn pronosticat el 1835.

Aquesta nebulosa va ser batejada com "Nebulosa del Cranc" com a motiu d'un dibuix realitzat per Lord Rosse en 1844. Dels primers observadors Messier, Bode i William Herschel van comentar de manera correcta que aquesta nebulosa no era possible resoldre-la en estrelles, però William Herschel va pensar que era un sistema estel·lar el qual podria resoldre amb telescopis grans. John Herschel i Lord Rosse, erròniament, van pensar que era 'difícilment resoluble' en estrelles. Ells i altres, incloent a Lassell en la dècada de 1850, pel que sembla van confondre estructures filamentoses com a indicació de resolubilitat.

Les primeres observacions espectroscòpiques, de Winlock per exemple, van revelar la naturalesa gasosa d'aquest objecte a la fi del segle XIX. La primera fotografia es va obtenir en 1892 amb un telescopi de 50 centímetres. Les primeres investigacions serioses del seu espectre es van dur a terme el 1913-1915 per Vesto Slipher; que va trobar que les línies d'emissió espectral tenien divisions; més tard es va reconèixer que la veritable raó per això era el desplaçament Doppler, a causa que parts de la nebulosa s'estaven acostant a nosaltres (les línies estaven desplaçades al blau) i altres allunyant-se (línies desplaçades al vermell). Heber D. Curtis, a la seva descripció d'aquest objecte basada en les fotografies de l'Observatori Lick, la va classificar de manera dubtosa com una nebulosa planetària (Curtis 1918), una visió que només va ser refutada en 1933; aquesta classificació incorrecta encara pot trobar-se en molts manuals moderns.

En 1921, CO Lampland de l'Observatori Lowell comparant les excel·lents fotografies de la nebulosa obtingudes amb el reflector de 105 centímetres, va trobar moviments i canvis notables, també en brillantor, de components individuals de la nebulosa, incloent canvis dramàtics en algunes petites regions prop del parell central d'estrelles (Lampland 1921). El mateix any, JC Duncan de l'Observatori de la Muntanya Wilson va comparar plaques fotogràfiques preses amb una diferència de 11,5 anys, i va trobar que la Nebulosa del Cranc s'expandia a una mitjana de 0,2 segons per any; el rastreig d'aquest moviment va mostrar que l'expansió va haver de començar fa 900 anys (Duncan 1921). També el mateix any, Knut Lundmark va contrastar la proximitat de la nebulosa amb la supernova de 1054 (Lundmark 1921).

El 1942, basant-se en investigacions realitzades amb el telescopi Hooker de 250 centímetres de la Muntanya Wilson, Walter Baade va calcular una xifra més exacta de 760 anys des de l'expansió, la qual cosa ens dóna una data al voltant de 1180 (Baade 1942); més tard les investigacions van millorar aquest valor a aproximadament 1140. L'esdeveniment de la supernova de 1054 mostra que l'expansió ha hagut de ser accelerada.

La nebulosa consta del material ejectat per l'explosió de la supernova, el qual ha estat dispersat en un volum aproximat de 10 anys llum de diàmetre, i encara continua expandint-se a la considerable velocitat de 1800 km/sec. La llum que emet va ser analitzada 2 vegades mitjançant principals contribucions, la primera per Roscoe Frank Sanford el 1919 basada en investigacions espectroscòpiques (Sanford 1919), confirmades fotogràficament per Walter Baade i Rudolph Minkowski en 1930: Primer, un component vermellós que formava una caòtica xarxa de brillants filaments, el qual tenia un espectre de línies d'emissió (incloent-hi les línies d'hidrogen) similars a les nebuloses de gas difús (o planetàries). el segon és un fons difús blavós el qual té un espectre continu i consisteix en radiació sincrotrónica de alta polarització, que és emès per electrons d'alta energia (moviment ràpid) en un potent camp magnètic, la primera explicació per això la va proposar l'astrònom soviètic J. Shklovsky (1953) i recolzat per les observacions de Jan H. Oort and T. Walraven (1956). La radiació sincrotrónica també està present en altres processos "explosius" en el cosmos, per exemple al nucli actiu de la galàxia irregular M 82 i en el peculiar raig de la galàxia el·líptica gegant M87. Aquestes impactants propietats de la Nebulosa del Cranc a la llum visible són igualment evidents en les imatges post-processades per David Malin de l'Observatori Anglo-Australià, i la imatge de Paul Scowen obtinguda en el Mont Palomar.

El 1948, es va identificar la Nebulosa del Cranc com una poderosa font de radiació, nomenada i llistada com Taurus A i més tard com 3C 144. Els raigs X d'aquest objecte van ser detectats a l'abril de 1963 amb un coet de gran altitud de tipus Aerobee amb un detector de raigs X desenvolupat pel Laboratori d'Investigació Naval; la font de raigs X es va nomenar Taurus X-1. Les mesures durant l'ocultació lunar de la Nebulosa del Cranc el 5 de Juliol de 1964, i les repeticions en 1974 i 1975, van demostrar que els raigs X provenien d'una regió d'almenys 2 minuts d'arc de grandària, i que l'energia emesa en raigs X per la Nebulosa del Cranc era 100 vegades més gran que l'emesa en la llum visible. No obstant això, fins i tot la lluminositat de la nebulosa en la llum visible és enorme: a una distància de 6 300 anys llum (distància bastant ben determinada per Virginia Trimble al 1973), la seva brillantor aparent correspon a una magnitud absoluta de -3,2, o més de 1 000 vegades la lluminositat solar. Aquesta lluminositat global en tots els rangs de l'espectre va ser estimada en 100.000 lluminositats solars o 5*10^38 erg/s!.

El 9 de novembre de 1968, es va descobrir una font de ràdio polsant, el Púlsar del Cranc (també catalogat com NP0532, 'NP' per NRAO Pulsar, o PSR 0531+21), en M 1 pels astrònoms de l'Observatori d'Arecibo amb el radi telescopi de 300 metres de Puerto Rico. Aquesta estrella és la dreta (sud-oest) del parell visible a prop del centre de la nebulosa en la nostra imatge. Aquest púlsar va ser el primer a ser verificat en la part òptica de l'espectre, quan WJ Cocke, MJ Disney i DJ Taylor de l'Observatori Steward, a Tucson, Arizona, van trobar centelleigs amb el mateix període de 33,085 mil·lisegons del púlsar de ràdio gràcies al telescopi de 90 centímetres del Pic Kitt; aquest descobriment es va realitzar el 15 de Gener de 1969 a les 9:30 pm hora local (16 de gener de 1969, 03:30 UT, d'acord amb Simon Mitton). A aquest púlsar òptic a vegades se l'anomena per la designació d'estrella variable de la supernova, CM Tauri.

S'ha establert que aquest púlsar és un estel de neutrons de rotació ràpida: rota a una velocitat de prop de 30 vegades per segon!. Aquest període ha estat molt ben investigat pel fet que l'estrella de neutrons emet polsos en virtualment totes les parts de l'espectre electromagnètic, des d'un 'punt calent' en la seva superfície. L'estrella de neutrons és un objecte extremadament dens, més dens que el nucli d'un àtom, concentrant més de la massa solar en un volum de 30 quilòmetres. La seva rotació està desaccelerant lentament a causa de la interacció magnètica amb la nebulosa; aquesta és ara una principal font d'energia que fa que la nebulosa brilli; com hem dit prèviament, aquesta font d'energia és 100.000 més energètica que el Sol.

A la llum visible, el púlsar té una magnitud aparent de 16. Això vol dir que aquesta diminuta estrella està aproximadament en una magnitud absoluta de +4,5, ¡el que és la mateixa lluminositat que el nostre Sol a la part visible de l'espectre!

Jeff Hester i Paul Scowen han usat el Telescopi Espacial Hubble (HST) per investigar la Nebulosa del Cranc M1. Les seves constants investigacions amb l'HST han proveït d'una nova visió de la dinàmica i canvis de la Nebulosa i Púlsar del Cranc. Més recentment s'ha investigat el cor del Cranc pels astrònoms de l'HST.

Aquest objecte ha atret tant interès que als astrònoms se'ls pot dividir en dos grups de la mateixa mida aproximada: Els que treballen a la Nebulosa el Cranc i els que no. Es va celebrar un "Simposi de la Nebulosa del Cranc" a Flagstaff, Arizona al juny de 1969. El simposi IAU No.46, va tenir lloc a Jodrell Bank (Anglaterra) a l'agost de 1970 va estar exclusivament dedicat a aquest objecte. Simon Mitton va escriure un gran llibre en 1978 sobre la Nebulosa del Cranc M1, el qual encara és més interessant i informatiu (és també font d'alguna de la informació inclosa aquí).

La Nebulosa del Cranc pot trobar-se amb força facilitat a partir de Zeta Tauri (o 123 Tauri), el 'Banya Sud' del Toro, un estel de tercera magnitud la qual pot trobar-se fàcilment a l'Est-Nord-est de Aldebarán (Alfa Tauri). M1 es troba més o menys a 1 grau Nord i 1 grau Oest de Zeta, lleugerament al sud i aproximadament mig grau a l'Oest de l'estrella de magnitud 6, Struve 742.

La nebulosa es pot veure bé sota un cel fosc i seré, però pot ser igualment fàcil perdre-la amb el fons de la il·luminació en condicions menys favorables. M1 és visible com una taca tènue amb uns binocles 7x50 o 10x50. Amb una mica més d'augment, es pot veure com una taca nebulosa ovalada, envoltada per un halo. En telescopis a partir de 10 centímetres d'obertura, comencen a aparèixer alguns detalls de la seva forma, amb alguns indicis d'estructures de punts o ratlles a la zona central de la nebulosa; John Malles informa que sota condicions excel·lents, un observador expert pot veure a través de la porció interior de la nebulosa. Els aficionats poden comprovar la impressió que va tenir Messier que M1 efectivament sembla un feble comenta sense cua en petits instruments. Només sota excel·lents condicions i amb majors telescopis, a partir de 40 centímetres d'obertura, comencen a fer-se visibles els filaments i estructures fines.

Com la Nebulosa del Cranc se situa només a 1 grau i mig de l'eclíptica, hi ha freqüents conjuncions i ocasionals trànsits de planetes, així com ocultacions per part de la Lluna (algunes de les mateixes esmentades més amunt).

M1 se situa en un bonic camp de la Via Làctia. L'estrella Zeta Tauri és tan extraordinària com l'estrella de tipus variable Gamma Cassiopeiae, un estel giratòria força ràpida amb un espectre del tipus B4 III pe la qual ha ejectat una coberta de gas expansiu, i té una feble estrella companya espectroscòpica en una òrbita de aproximadament 133 dies de període. Precedint a M1 dos minuts (o mig grau) RA es troba Struve 742 o ADS 4200, una altra estrella binària amb components A (mag 7,2, espectre F8, de color groc) i B (mag 7,8, blanca ) separades per més o menys 3,6' en la posició d'angle 272 graus, i orbitant cadascuna a l'altra cada 3.000 anys.

Article original en anglès
Anar al catàleg d'objectes

Catàleg Charles Messier

Benvinguts a la nova secció que dedicarem al catàleg Messier. La intenció és anar pujant totes les descripcions del diferents objectes catalogats per Charles Messier, abans que desaparegui de la xarxa una de les millors i més completes versions en llengua no anglesa, concretament en castellà gràcies a Astroseti. Traduirem al català les descripcions dels 110 objectes Messier, i oferirem la possibilitat de trobar una excel·lent versió també en la nostra llengua. Totes les descripcions dels objectes estan extretes del catàleg Messier del SEDS.

El catàleg Messier reuneix els objectes més vistosos del nostre firmament, i encara que potser no hi són tots els que són, sens dubte ho són tots els que hi estan, pel que tradicionalment ha resultat molt útil per als aficionats que volien descobrir les meravelles que amaguen els nostres cels.

- Objecte Messier M1. Restes de Supernova M1 (NGC1952)
- Objecte Messier M2. Cúmul globular M2 (NGC 7089)
- Objecte Messier M3. Cúmul globular M3 (NGC 5272)
- Objecte Messier M4. Cúmul globular M4 (NGC 6121)
- Objecte Messier M5. Cúmul globular M5 (NGC 5904)
- Objecte Messier M6. Cúmul obert M6 (NGC 6405)
- Objecte Messier M7. Cúmul obert M7 (NGC 6475)
- Objecte Messier M8. Nebulosa difusa M8 (NGC 6523)
- Objecte Messier M9. Cúmul globular M9 (NGC 6333)
- Objecte Messier M10. Cúmul globular M10 (NGC 6254)
- Objecte Messier M11. Cúmul obert M11 (NGC 6705)
- Objecte Messier M12. Cúmul globular M12 (NGC 6218)
- Objecte Messier M13. Cúmul globular M13 (NGC 6205)
- Objecte Messier M14. Cúmul globular M14 (NGC 6402)
- Objecte Messier M15. Cúmul globular M15 (NGC 7078)
- Objecte Messier M16. Cúmul obert M16 (NGC 6611)
- Objecte Messier M17. Nebulosa difusa M17 (NGC 6618)
- Objecte Messier M18. Cúmul obert M18 (NGC 6613)
- Objecte Messier M19. Cúmul globular M19 (NGC  6273)
- Objecte Messier M20. Nebulosa difusa M20 (NGC 6514)
- Objecte Messier M21. Cúmul obert M21 (NGC 6531)
- Objecte Messier M22. Cúmul globular M22 (NGC 6656)
- Objecte Messier M23. Cúmul obert M23 (NGC  6494)
- Objecte Messier M24. Cúmul estel·lar M24 (NGC 6603)
- Objecte Messier M25. Cúmul obert M25 (IC 4725)
- Objecte Messier M26. Cúmul obert M26 (NGC 6694)
- Objecte Messier M27. Nebulosa planetària M27 (NGC 6853)
- Objecte Messier M28. Cúmul globular M28 (NGC 6626)
- Objecte Messier M29. Cúmul obert M29 (NGC 6913)
- Objecte Messier M30. Cúmul globular M30 (NGC 7099)
- Objecte Messier M31. Galàxia espiral M31 (NGC 224)
- Objecte Messier M32. Galàxia el·líptica M32 (NGC 221)
- Objecte Messier M33. Galàxia espiral M33 (NGC 598)
- Objecte Messier M34. Cúmul obert M34 (NGC 6913) 
- Objecte Messier M35. Cúmul obert M35 (NGC 2168)
- Objecte Messier M36. Cúmul obert M36 (NGC 1960)
- Objecte Messier M37. Cúmul obert M37 (NGC 2009)
- Objecte Messier M38. Cúmul obert M38 (NGC 1912)
- Objecte Messier M39. Cúmul obert M39 (NGC 7092)
- Objecte Messier M40. Estrella doble M40 (WNC 4)
- Objecte Messier M41. Cúmul obert M41 (NGC 2287)
- Objecte Messier M42. Nebulosa difusa M42 (NGC 1976)
- Objecte Messier M43. Nebulosa difusa M43 (NGC 1982)
- Objecte Messier M44. Cúmul obert M44 (NGC 1632)
- Objecte Messier M45. Cúmul obert M45 (Les Plèiades)
- Objecte Messier M46. Cúmul obert M46 (NGC 2437)
- Objecte Messier M47. Cúmul obert M47 (NGC 2422)
- Objecte Messier M48. Cúmul obert M48 (NGC 2548)
- Objecte Messier M49. Galàxia el·líptica M49 (NGC 4472)
- Objecte Messier M50. Cúmul obert M50 (NGC 2323)
- Objecte Messier M51. Galàxia espiral M51 (NGC 5194)
- Objecte Messier M51B. Galàxia irregular M51B (NGC 5195)
- Objecte Messier M52. Cúmul obert M52 (NGC 7654)
- Objecte Messier M53. Cúmul globular M53 (NGC 5024)
- Objecte Messier M54. Cúmul globular M54 (NGC 6715)
- Objecte Messier M55. Cúmul globular M55 (NGC 6809)
- Objecte Messier M56. Cúmul globular M56 (NGC 6779)
- Objecte Messier M57. Nebulosa planetària M57 (NGC 6720)
- Objecte Messier M58. Galàxia espiral M58 (NGC 4579)
- Objecte Messier M59. Galàxia el·líptica M59 (NGC 4621)
- Objecte Messier M60. Galàxia el·líptica M60 (NGC 4649)
- Objecte Messier M61. Galàxia espiral M61 (NGC 4303)
- Objecte Messier M62. Cúmul globular M62 (NGC 6266)
- Objecte Messier M63. Galàxia espiral M63 (NGC 5055)
- Objecte Messier M64. Galàxia espiral M64 (NGC 4826)
- Objecte Messier M65. Galàxia espiral M65 (NGC 3623)
- Objecte Messier M66. Galàxia espiral M66 (NGC 3627)
- Objecte Messier M67. Cúmul obert M67 (NGC 2682)
- Objecte Messier M68. Cúmul globular M68 (NGC 4590)
- Objecte Messier M69. Cúmul globular M69 (NGC 6637)
- Objecte Messier M70. Cúmul globular M70 (NGC 6681)
- Objecte Messier M71. Cúmul globular M71 (NGC 6838)
- Objecte Messier M72. Cúmul globular M72 (NGC 6981)
- Objecte Messier M73. Asterisme de 4 estels M73 (NGC 6994)
- Objecte Messier M74. Galàxia espiral M74 (NGC 628)
- Objecte Messier M75. Cúmul globular M75 (NGC 6864)
- Objecte Messier M76. Nebulosa planetària M76 (NGC 650/651)
- Objecte Messier M77. Galàxia espiral M77 (NGC 1068)
- Objecte Messier M78. Nebulosa difusa M78 (NGC 2068)
- Objecte Messier M79. Cúmul globular M79 (NGC 1904)
- Objecte Messier M80. Cúmul globular M80 (NGC 6093)
- Objecte Messier M81. Galàxia espiral M81 (NGC 3031)
- Objecte Messier M82. Galàxia irregular M82 (NGC 3034)
- Objecte Messier M83. Galàxia espiral M83 (NGC 5236)
- Objecte Messier M84. Galàxia lenticular M84 (NGC 4374)
- Objecte Messier M85. Galàxia lenticular M85 (NGC 4382)
- Objecte Messier M86. Galàxia lenticular M86 (NGC 4406)
- Objecte Messier M87. Galàxia el·líptica M87 (NGC 4486)
- Objecte Messier M88. Galàxia espiral M88 (NGC 4501)
- Objecte Messier M89. Galàxia el·líptica M89 (NGC 4552)
- Objecte Messier M90. Galàxia espiral M90 (NGC 4569)
- Objecte Messier M91. Galàxia espiral M91 (NGC 4548)
- Objecte Messier M92. Cúmul globular M92 (NGC 6341)
- Objecte Messier M93. Cúmul obert M93 (NGC 2447)
- Objecte Messier M94. Galàxia espiral M94 (NGC 4736)
- Objecte Messier M95. Galàxia espiral M95 (NGC 3351)
- Objecte Messier M96. Galàxia espiral M96 (NGC 3368)
- Objecte Messier M97. Nebulosa planetària M97 (NGC 3587)
- Objecte Messier M98. Galàxia espiral M98 (NGC 4192)
- Objecte Messier M99. Galàxia espiral M99 (NGC 4254)  

- Objecte Messier M100. Galàxia espiral M100 (NGC 4321)

- Objecte Messier M101. Galàxia espiral M101 (NGC 5457)

- Objecte Messier M102. Galàxia el·líptica M102 (NGC 5866)

- Objecte Messier M103. Cúmul obert M103 (NGC 581)

- Objecte Messier M104. Galàxia espiral M104 (NGC 4594)

- Objecte Messier M105. Galàxia el·líptica M105 (NGC 3379)

- Objecte Messier M106. Galàxia espiral M106 (NGC 4258)

- Objecte Messier M107. Cúmul globular M107 (NGC 6171)

- Objecte Messier M108. Galàxia espiral M108 (NGC 3556)

- Objecte Messier M109. Galàxia espiral M109 (NGC 3992)

- Objecte Messier M109B. Galàxia espiral M109B (NGC 3953) 

- Objecte Messier M110. Galàxia el·líptica M110 (NGC 205)

- Catàleg Charles Messier. Els objectes addicionals.

 

 Podeu trobar el catàleg original en anglès fent un clic aquí.

Descobert el món temperat més proper orbitant una estrella tranquil·la

L'instrument HARPS de l'ESO descobreix un exoplaneta de la massa de la terra al voltant de Ross 128

Aquesta recreació artística mostra el planeta temperat Ross 128 b, amb la seva estrella nana vermella amfitriona al fons. Aquest planeta, que es troba a tan sols 11 anys llum de la terra, va ser descobert per un equip que ha utilitzat un instrument únic en la seva classe, el caçador de planetes HARPS d'ESO. El nou món és ara el segon planeta temperat més proper després Propera b. També és el planeta més proper descobert que orbita a una estrella nana vermella inactiva, cosa que pot augmentar les probabilitats que es tracti d'un planeta que, potencialment, pogués albergar vida. Ross 128 b serà un blanc perfecte per a l'ELT (Extremely Large Telescope) d'ESO, que serà capaç de buscar biomarcadors en la seva atmosfera. Crèdit: ESO / M. Kornmesser 

Un equip que treballa amb l'instrument HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher, cercador de planetes d'alta precisió per velocitat radial) d'ESO, instal·lat a l'Observatori La Silla, a Xile, ha descobert que, al voltant de la estrella nana vermella Ross 128, orbita un exoplaneta de baixa massa cada 9,9 dies. S'espera que aquest món de la grandària de la Terra sigui temperat, amb una temperatura superficial que també podria ser similar a la de la Terra. Ross 128 és l'estrella pròxima "més tranquil·la" que alberga a un exoplaneta temperat d'aquest tipus.

"Aquest descobriment es basa en més d'una dècada de seguiment intensiu amb l'instrument HARPS, juntament amb reducció de dades i tècniques d'anàlisi d'última tecnologia. Només HARPS ha demostrat tanta precisió i, quinze anys després de l'inici de les seves operacions, segueix sent el millor instrument de velocitat radial", explica Nicola Astudillo-Defru (Observatori de Ginebra, Universitat de Ginebra, Suïssa) coautor de l'article científic que presenta el descobriment. 

Malgrat ser de les més comunes, les nanes vermelles són un dels tipus d'estrella més fredes i febles de l'univers. Això fa que siguin molt bons objectius per a la recerca d'exoplanetes i per això estan sent cada vegada més estudiades. De fet, Xavier Bonfils (Institut de Planetologia i d'Astrofísica de Grenoble - Universitat de Grenoble-Alps / CNRS, Grenoble, França), que dirigeix ​​l'equip, va batejar al programa d'HARPS com "La drecera a la felicitat", ja que és més fàcil detectar els petits germans freds de la Terra al voltant d'aquestes estrelles, en comparació amb estrelles similars al sol [1] .

Aquesta imatge mostra el cel que envolta a l'estrella nana vermella Ross 128 en la constel·lació de Virgo. Va ser creada a partir d'imatges que pertanyen al sondeig "Digitized Sky Survey 2". Ross 128 apareix al centre de la imatge. Una inspecció minuciosa revela que Ross 128 té un estrany aspecte múltiple, ja que aquesta imatge va ser creada a partir de fotografies preses durant un període de més de quaranta anys i l'estrella, que es troba a tan sols 11 anys llum de la Terra, s'ha mogut bastant durant aquest temps. Ross 128 és una estrella nana vermella "tranquil·la" i està orbitada per Ross 128 b, un exoplaneta amb una massa i una temperatura similars a les de la Terra. Crèdit: Digitized Sky Survey 2. Agraïments: Davide De Martin 

Moltes estrelles nanes vermelles, com Propera Centauri, emeten flamarades que, ocasionalment, banyen de letal radiació ultraviolada i de raigs X als planetes que les orbiten. Sembla, però, que Ross 128 és una estrella molt més tranquil·la, de manera que els seus planetes podrien ser l'estatge conegut més proper per albergar vida.

Encara que actualment està a onze anys llum de la Terra, Ross 128 es mou cap a nosaltres i s'espera que es converteixi en la nostra veïna estel·lar més propera a tan només 79 000 anys , un parpelleig en termes còsmics. ¡En aquells dies, Propera b serà destronat i Ross 128 b passarà a ser l'exoplaneta més proper a la Terra!

Amb les dades de HARPS, l'equip va descobrir que Ross 128 b orbita 20 vegades més a prop de la seva estrella que la distància a la qual la Terra orbita del Sol. Tot i la proximitat a la seva estrella, Ross 128 b rep només 1,38 vegades més radiació que la Terra. Com a resultat, s'estima que la temperatura d'equilibri de Ross 128 b es troba entre -60 i 20 ° C, gràcies a la naturalesa feble i freda de la seva petita estrella nana vermella, que té poc més que la meitat de la temperatura superficial del Sol. Mentre que els científics involucrats en aquest descobriment consideren que Ross 128 b sembla ser un planeta temperat, encara hi ha incertesa pel que fa a si el planeta es troba dins, fora, o al llindar de la zona habitable [2], on pot existir aigua líquida a la superfície d'un planeta. 

Aquest mapa mostra la gran constel·lació zodiacal de Virgo. Aquesta constel·lació és la llar de la feble estrella nana vermella Ross 128, marcada amb un cercle vermell, que també es coneix com a Propera Virginis ja que és l'estrella d'aquesta constel·lació més propera a la terra. És orbitada per un planeta de massa terrestre, Ross 128 b. Aquesta fotografia mostra la majoria de les estrelles que es poden veure a simple vista en una nit fosca i serena. Per veure a Ross 128 es necessita un telescopi petit. Crèdit: ESO, IAU and Sky & Telescope 

Actualment els astrònoms estan detectant cada vegada més exoplanetes temperats i, la propera etapa, serà estudiar amb més detall les seves atmosferes, la seva composició i la seva química. Serà de vital importància la possible detecció de la presència de biomarcadors en les atmosferes dels exoplanetes més propers, incloent l'oxigen, un gran pas per al qual el ELT (Extremely Large Telescope) d'ESO estarà preparat [3] .

"Les noves instal·lacions d'ESO jugaran un paper crític, primer, en el cens de planetes de massa semblant a la de la Terra favorables per la seva caracterització. En particular, NIRPS, el braç infraroig de HARPS, augmentarà la nostra eficiència en l'observació de nanes vermelles, que emeten la major part de la seva radiació en l'infraroig. i després, l'ELT proporcionarà l'oportunitat d'observar i caracteritzar gran part d'aquests planetes ", conclou Xavier Bonfils.

Notes

[1] Un planeta que orbitava a prop d'una estrella nana vermella de baixa massa té un major efecte gravitatori sobre l'estrella que un planeta similar en òrbita més allunyada al voltant d'una estrella més massiva com el Sol. Com a resultat, aquesta velocitat de "moviment reflex "resulta molt més fàcil de detectar. No obstant això, el fet que les nanes vermelles siguin més febles fa més difícil recollir prou senyal per a les mesures molt precises que cal dur a terme.

[2] La zona habitable està definida pel rang d'òrbites al voltant d'una estrella, en què un planeta posseeix la temperatura adequada perquè hi hagi aigua líquida a la superfície del planeta.

[3] Això només és possible en el cas dels pocs exoplanetes que estan prou a prop com per distingir-los les seves estrelles per la seva resolució angular. 

Informació addicional

Aquest treball de recerca es presenta en l'article científic titulat "A Temperate exo-Earth around a quiet M dwarf at 3.4 parsecs", per X. Bonfils et al., Que apareix a la revista Astronomy & Astrophysics.

ESO és la principal organització astronòmica intergovernamental d'Europa i l'observatori astronòmic més productiu del món. Compta amb el suport de setze països: Alemanya, Àustria, Bèlgica, Brasil, Dinamarca, Espanya, Finlàndia, França, Itàlia, Països Baixos, Polònia, Portugal, el Regne Unit, República Txeca, Suècia i Suïssa, juntament amb el país amfitrió, Xile. ESO desenvolupa un ambiciós programa centrat en el disseny, construcció i operació de poderoses instal·lacions d'observació terrestres que permeten als astrònoms fer importants descobriments científics. ESO també desenvolupa un important paper en promoure i organitzar la cooperació en investigació astronòmica. ESO opera a Xile tres instal·lacions d'observació úniques al món: la Silla, Paranal i Chajnantor. En Paranal, ESO opera el Very Large Telescope (VLT), l'observatori òptic més avançat del món, i dos telescopis de rastreig. VISTA (sigles en anglès de Telescopi de Rastreig Òptic i Infraroig per Astronomia) treballa en l'infraroig i és el telescopi de rastreig més gran del món, i el VST (VLT Survey Telescope, Telescopi de Rastreig del VLT) és el telescopi més gran dissenyat exclusivament per rastrejar el cel en llum visible. ESO és el soci europeu d'un revolucionari telescopi, ALMA, actualment el major projecte astronòmic en funcionament del món. A més, prop de Paranal, a Cerro Armazones, ESO està construint el ELT (Extremely Large Telescope), el telescopi òptic i d'infraroig proper de 39 metres que arribarà a ser "l'ull més gran del món per mirar el cel".

Visites de petits asteroides o cometes des de més enllà del sistema solar

Aquesta animació mostra el camí de A/2017 U1, que és un asteroide -o potser un cometa- quan va passar pel nostre sistema solar intern al setembre i octubre de 2017. A partir de l'anàlisi del seu moviment, els científics calculen que probablement es va originar fora del nostre sistema solar. Crèdits: NASA / JPL-Caltech

El petit asteroide recentment descobert -o potser un cometa- sembla haver-se originat fora del sistema solar, provinent d'algun altre lloc de la nostra galàxia. Si és així, seria el primer "objecte interestel·lar" que els astrònoms observarien i confirmarien.

Aquest objecte insòlit -ara denominat A/2017 U1- té menys de 400 metres de diàmetre i es mou a una velocitat sorprenent. Els astrònoms estan treballant amb urgència per apuntar telescopis al voltant del món i en l'espai a aquest notable objecte. Una vegada que aquestes dades siguin obtingudes i analitzades, els astrònoms podran saber-ne més sobre l'origen i possiblement la composició de l'objecte.

L'A/2017 U1 va ser descobert el 19 d'octubre pel telescopi Pan-STARRS 1 de la Universitat d'Hawaii en Haleakala, Hawaii, durant la seva recerca nocturna d'objectes propers a la Terra per a la NASA. Rob Weryk, investigador post-doctoral de l'Institut d'Astronomia de la Universitat de Hawaii (IfA), va ser el primer a identificar l'objecte en moviment i enviar-lo al Centre de Planetes Menors. Weryk va buscar posteriorment a l'arxiu d'imatges Pa-STARRS i va trobar que també estava en imatges preses la nit anterior, però no va ser identificat inicialment pel processament d'objectes en moviment.

Alguna vegada t'has preguntat com la NASA detecta asteroides que potser s'acosten massa a la Terra per a la nostra tranquilitat? Mira i aprèn. Per obtenir més informació sobre les troballes, estudis i rastres d'objectes propers a la Terra de la NASA, visiteu: https://www.nasa.gov/planetarydefense

Weryk immediatament es es va adonar que aquest era un objecte inusual. "El seu moviment no podia ser explicat usant un model d’asteroide normal del sistema solar o una òrbita de cometa", va dir. Weryk es va posar en contacte amb Marc Micheli, graduat de l'IfA, qui va tenir el mateix resultat utilitzant les seves pròpies imatges de seguiment preses en el telescopi de l'Agència Espacial Europea a Tenerife, a les Illes Canàries. Però amb les dades combinades, tot tenia sentit. Weryk va dir: "Aquest objecte ha venir de fora del nostre sistema solar."

"Aquesta és l'òrbita més extrema que he vist en la meva vida", va dir Davide Farnocchia, un científic del Centre d'Estudis d'Objectes Propers a la Terra (CNEOS) de la NASA, al Laboratori del JET de l'agència a Pasadena, Califòrnia. "Va extremadament ràpid i en tal trajectòria que podem dir amb seguretat que aquest objecte està sortint del sistema solar i no tornant."

L'equip de CNEOS va traçar la trajectòria actual de l'objecte i fins i tot va mirar cap al seu futur. A/2017 U1 ve de la direcció de la constel·lació Lyra, creuant a través de l'espai interestel·lar a una increible velocitat de 15.8 milles (25.5 quilòmetres) per segon.

A/2017 U1 és més que probable que sigui d'origen interestel·lar. Al venir des de dalt, estava més a prop del Sol el 9 de setembre. Accelerant-se fins a 44 quilòmetres per segon, el cometa s'allunya de la Terra i del Sol en sortir del sistema solar. Crèdit: NASA / JPL-Caltech

L'objecte es va acostar al nostre sistema solar directament des de gairebé "dalt" de l'eclíptica, el pla aproximat en l'espai on els planetes i la majoria dels asteroides orbiten al voltant del Sol, per la qual cosa no va tenir cap trobada propera amb els vuit planetes principals durant la seva caiguda cap al Sol. El 2 de setembre, el petit cos va creuar sota el pla eclíptic just dins de l'òrbita de Mercuri i després va fer el seu acostament més proper al Sol el 9 de setembre. Arrossegat per la gravetat del Sol, l'objecte va fer una corba sota el nostre sistema solar, passant per sota de l'òrbita de la Terra el 14 d'octubre a una distància d'uns 24 milions de quilòmetres (15 milions de milles), 60 vegades la distància a la Lluna. Ara amb un nou rumb sobre el pla dels planetes i, viatjant a 27 milles per segon (44 quilòmetres per segon) respecte al Sol, l'objecte està accelerant cap a la constel·lació de Pegasus.

"Durant molt de temps hem sospitat que aquests objectes haurien d'existir, perquè durant el procés de formació planetària una gran quantitat de material hauria estat expulsat dels sistemes planetaris. El més sorprenent és que mai abans havíem vist passar objectes interestel·lars", va dir Karen Meech, una astrònoma de l'IfA especialitzada en cossos petits i la seva connexió amb la formació del sistema solar.

Al petit cos li ha estat assignada la designació temporal A/2017 U1 pel Centre de Planetes Menors (MPC) de Cambridge, Massachusetts, on es recullen totes les observacions dels petits cossos en el nostre sistema solar, i a partir d’ara, els que hi estan passant. El director de MPC, Matt Holman, va dir: "Aquest tipus de descobriment demostra el gran valor científic dels continus estudis de camp ampli del cel, juntament amb observacions intensives de seguiment, per trobar coses que d'altra manera no sabríem que hi són". 

Com que aquest és el primer objecte d'aquest tipus que s'hagi descobert alguna vegada, la Unió Internacional Astronòmica hauria d'establir normes per nomenar aquest tipus d'objectes.

"Hem estat esperant aquest dia durant dècades", va dir el gerent de CNEOS, Paul Chodas. "Des de fa temps s'ha teoritzat que aquests objectes existeixen: els asteroides o els cometes es mouen entre les estrelles i de tant en tant passen pel nostre sistema solar, però aquesta és la primera detecció d'aquest tipus. Fins ara, tot indica que és probable que sigui un objecte interestel·lar, però més dades ajudarien a confirmar-ho".

El Telescopi de Sondeig Panoràmic i el Sistema de Resposta Ràpida (Pan-Starrs, per les seves sigles en anglès) és un observatori de sondeig de camp ampli operat per l'Institut d'Astronomia de la Universitat de Hawaii. El Centre de Planetes Menors és allotjat al Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics i és un subnode del node Small Bodies Data System System de la NASA a la Universitat de Maryland (http://www.minorplanetcenter.net/). El JPL acull el Centre d'Estudis d'objectes prop de la Terra (CNEOS). Tots són projectes del Programa d'Observacions d'Objectes Propers a la Terra de la NASA i elements de l'Oficina de Coordinació de la Defensa Planetària de l'agència al Directorat de les Missions de Ciència de la NASA.

Podeu trobar més informació sobre asteroides i objectes propers a la Terra a:

- https://cneos.jpl.nasa.gov
- https://www.jpl.nasa.gov/asteroidwatch

Per obtenir més informació sobre l'Oficina de Coordinació de la Defensa Planetària de la NASA, visiteu:
https://www.nasa.gov/planetarydefense

Per notícies i actualitzacions sobre asteroides i cometes, seguiu AsteroidWatch a Twitter:
twitter.com/AsteroidWatch

Ho he vist aquí.