24/08/2018

Hubble: un nou camp ultra profund amb 15.000 galàxies


Submergiu-vos fins l'extrem de l'univers a través d'aquesta nova imatge del Hubble. Milers de galàxies, cadascuna poblades de milers de milions d'estrelles, guarneixen aquest magnífic tapís còsmic. Contempla 11 mil milions d'anys d'història de l'univers.

Sembla plàncton extret de l'oceà... però no. No és el microcosmos el que descobreix aquesta imatge captivadora sinó el macrocosmos. Un oceà constel·lat de galàxies.

Aquesta escena és un cop d'ull a l'univers que es pot veure a través d'un petit forat en direcció a l'Óssa Major. Es troba en un petit racó de la constel·lació, on s'interposen molt poques estrelles de la nostra llar, la Via Làctia (en primer pla), i a on podem descobrir aquest panorama a través de l'espai i el temps. 

Les galàxies abunden en aquesta imatge composta del projecte
HDUV (Hubble Deep UV). ©NASA, ESA, P. Oesch (University of Geneva),
M. Montes (University of New South Wales). Clic per engrandir

Què hi veiem? Una part molt petita del cos immens del cosmos. Hubble el despulla amb les aportacions dels telescopis terrestres i espacials (Spitzer, Gemini). La imatge és una superposició dels seus ulls que penetren en l'espectre visible, infraroig i ultraviolat, i que permet aprendre més sobre aquests milers de galàxies.
Submergir-se en les profunditats de l'univers

Quantes n'hi ha? Son visibles al voltant de 15,000. Petites, grans, properes (a escala de l'univers), menys properes, llunyanes, etc. Podeu submergir-vos fins als 11 mil milions d'anys llum i veure el resplendor vermell de les galàxies encara molt joves. 

Una altra imatge composta del projecte HDUV (Hubble Deep UV).
Aquesta vegada, cap a la constel·lació austral de Fourneau. També es contemplen
unes 15.000 galàxies als confins de l'univers. © NASA, ESA, P. Oesch
(University of Geneva), M. Montes (University of New South Wales).
Clic per engrandir.

Les galàxies s'empenyen. Els astrònoms estimen que entre elles n'hi ha 12.000 que engendren estrelles. Per descomptat, no podem parlar del present, perquè tot el que veiem va passar fa uns quants milions d'anys, per als més propers, i fins a tres mil milions d'anys després del Big Bang per a les més allunyades. I en aquell moment, era l'efervescència dins del que encara eren petites galàxies atapeides de gas i pols. Les estrelles van néixer a un ritme frenètic. Això ja no és el cas d'avui, en una galàxia com la nostra. Com es desenvolupa això? Aquesta és una dels grans dilemes als que s'enfronten els observadors de la Terra.

Fes un clic aquí per accedir al lloc web del Hubble i a la imatge en diferents mides i formats.

Autor de l'original: Xavier Demeersman

Catàleg Charles Messier. Objecte M21


Descobert per Charles Messier el 1764

M21 és un cúmul que mostra una forta concentració cap al seu centre. Per tant, la seva classe Trumpler és classificada per Woldemar Götz com I 3 r (forta concentració al centre, gran àmbit de lluminositat, és a dir estrelles brillants i febles, i ricament poblat), mentre que Trumpler, segons Kenneth Glyn Jones, el classificar I 3 p (és a dir, pobre, o per sota de 50 estrelles).

Segons Burnham, SN Svolopoulos el 1953, va demostrar la pertinença de 57 estrelles (fent-ho tipus Trumpler I 3 m), les més brillants de les quals són gegants de tipus espectral B0. Això implica que aquest cúmul és molt jove: l'Sky Catalog 2000 s'estima la seva edat en 4,6 milions d'anys, i indica que aquest cúmul és part de l'associació estel·lar Sagittarius OB1.

Com és a prop de la nebulosa Trifida M20 (les capes exteriors de les quals es mostren en la vora superior esquerre de la imatge del quadre de l'encapçalament de l'article), moltes imatges que mostren la regió Lagoon-Trifid mostren també M21, per exemple la imatge més gran de DSSM en aquesta regió.

La distància d'aquest cúmul és donada de forma discrepant per les Fonts: Malles/Kreimer diuen 3.000 anys llum, Burnham 2.200, mentre Kenneth Glyn Jones i el Sky Catalog 2000 marquen 4.250 anys llum. És interessant que totes les fonts tinguin diferents distàncies per a la nebulosa Trifid M20, però no es posin d'acord en qual està mes a prop nostre, el cúmul M21 o la nebulosa Trifid.

El cúmul obert M21 va ser descobert per Charles Messier, que el va catalogar el 5 de juny de 1764.




Catàleg Charles Messier. Objecte M20


Descoberta per Charles Messier el 1764.

Charles Messier va descobrir aquest objecte el 5 de juny de 1764, i el va descriure com un cúmul d'estrelles de 8ª a 9ª magnitud, embolicat en una nebulositat.

La nebulosa trífida M20 és famosa per la seva aparença tri-lobulada. Potser això va fer que William Herschel, que normalment va evitar amb cura numerar els objectes de Messier al seu catàleg, li assignés quatre nombres diferents a les diferents parts d'aquesta nebulosa: H IV.41 (catalogada el 26 de maig de 1786) i H V.10, H V.11 i H V.12 (amb data 12 de juliol de 1784).

El fet que finalment llistés aquest objecte pot reconèixer com a causa el que Messier el va descriure merament com "un cúmul d'estrelles". El nom de "Trífida" va ser utilitzat per primera vegada per John Herschel quan va descriure aquesta nebulosa.

El núvol fosc, que és la raó de l'aparença de la nebulosa trífida va ser catalogada per Barnard, com B 85 (Barnard 85).

La vermella nebulosa d'emissió amb el seu jove cúmul estel·lar a prop del seu centre, està envoltat per una nebulosa blava de reflexió que resulta particularment conspícua en la vora nord.

Crèdit: Putman Mountain Observatory. Clic per engrandir

La distància d'aquesta nebulosa és bastant incerta, amb valors que oscil·len entre els 2.200 anys llum (Malles / Kreimer; Glyn Jones dóna 2.300) i els 7.600 anys llum (CR O'Dell, 1963). El Sky Catalog 2000 dóna 5.200 anys llum, la base de dades WEBDA 3.140, i l'article de premsa del Hubble de Jeff Hester (STScl-PRC99-42) dóna "aproximadament 9.000" anys llum.

Com passa sovint amb les nebuloses, les estimacions de magnitud varien àmpliament: Kenneth Glyn Jones dóna 9,0, mentre que Machholz l'estima en 6,8. Això pot provenir del fet que l'estrella que l'excita, ADS 10991, és un sistema triple de 7ª magnitud integrada (amb components de diverses magnituds: A: 7,6, B: 10,7, i C: 8,7). Totes són extremadament calentes; per exemple la component A és de tipus espectral O5 o O6. La presència d'aquest trio brillant dificulta les estimacions per a la nebulosa.

Imatge en infraroig del telescopi Spitzer. Crèdit: NASA. Clic per engrandir

Al cel, la nebulosa trífida M20 se situa aproximadament a 2 graus al nord-oest de la més gran Nebulosa de la Llacuna M8, de manera que ambdues són un bon blanc per a les fotografies de gran angular, com aquestes imatges de la regió M8 i M20, o la gran fotografia de DSSM. Està encara més a prop del cúmul obert M21 i es mostra en la part superior esquerra de la nostra imatge de M21 al quadre que encapçala l'article.




15/08/2018

Catàleg Charles Messier. Objecte M19



Descobert per Charles Messier el 1764

M19 és el cúmul globular més aplanat que es coneix, rondant la el·lipticitat E3-E4. Shapley el va trobar de el·lipticitat 6, corresponent a E4, allargat 15 graus a l'angle de la posició. Ell estimava que allà s'hi podrien comptar tantes estrelles al llarg de l'eix principal com del menor. Aquesta deformació del cúmul de la forma globular pot tenir relació amb la seva proximitat al centre de la Galàxia: a una distància d'aproximadament 28.000 anys llum del nostre Sistema Solar, està molt a prop del centre de la Galàxia, només a 5.200 anys llum. M19 està situat nou graus sobre el pla galàctic (és a dir, a una latitud galàctica de 9 graus nord), i lleugerament a l'oest del centre Galàctic, vist des de la terra; està potser lleument més lluny de nosaltres que del centre de la Via Làctia. M19 s'allunya de nosaltres a 146 Km./seg.

M19 és força abundant i dens, i està considerablement concentrat (de classe Shapley VIII). A aquesta distància, el seu diàmetre de 17 minuts d'arc correspon linealment a 140 anys llum al llarg de l'eix principal, i la seva magnitud absoluta ronda els -9 Mag. En els instruments amateur apareix mes petit, potser al voltant de 6' visualment i 13,5' fotogràficament, corresponent així i tot a un diàmetre lineal de 100 anys llum.


 Les brillants estrelles de M19 ronden la 14a magnitud, el nivell horitzontal de les seves ramificacions -la brillantor de les estrelles gegants en el nivell horitzontal en el HRD- és a prop de 15,3 (Cartografia estelar). Helen Sawyer Hogg dóna la magnitud mitjana de les 25 estrelles més brillants de M19 a 14,8 mag i el tipus espectral del conjunt com F5 (en Handbuch der Physik, d'acord amb Kenneth Glyn Jones). Només quatre estrelles de variable RR Lyrae s'han trobat en M19.

M19 va ser un dels descobriments originals de Charles Messier, detectat el 5 de juny de 1764. En 1784, William Herschel va ser el primer a determinar-com "incomptables estrelles de magnitud 14, 15, 16" (John Herschel). En el seu colorit llenguatge, Admiral Smyth va veure M19 com "un fi cúmul globular aïllat de petites i molt comprimides estrelles de cremós matís blanc i lleugerament brillant en el centre".

M19 és fàcilment localitzable al voltant de 8 graus est de Antares a la Via Làctia, i és visible com una resplendor globular, amb el seu el·lipticitat fàcilment detectable. Està clarament determinat.

Un altre cúmul globular, NGC 6293, de magnitud 8,4 i 1,9' de diàmetre es troba a 1,5 graus est-sud-est; i un altre mes, NGC 6284, de magnitud 9,5 i 1,5' de diàmetre, 1,6 graus nord-nord-est.


14/08/2018

Viatjant cap al Sol: Per què la sonda solar Parker no es fonerà?

Il·lustració de la sonda Parker Solar circulant pel Sol. Crèdit: NASA/JHUAPL

El 12 d'agost, la sonda solar Parker de la NASA va ser llançada per viatjar més a prop del Sol, i més profund en l'atmosfera solar, que qualsevol altra missió anterior. Si la Terra estigués en un extrem d'un pal d'una llargada d'una iarda (0'91 m) i el Sol a l'altre, la Sonda Solar Parker arribaria a estar a menys de quatre polzades (10 cm.) de la superfície solar.

Dins d'aquesta part de l'atmosfera solar, una regió coneguda com la corona, la Sonda Solar Parker proporcionarà observacions sense precedents del que impulsa l'àmplia gamma de partícules, energia i calor que travessen la regió, llançant partícules cap a fora al sistema solar i molt més enllà de Neptú.

L'interior de la corona, també és, per descomptat, inimaginablement calent. La nau espacial viatjarà a través de materials amb temperatures superiors a un milió de graus Fahrenheit (més de 550.00 ºC), mentre és bombardejada amb intensa llum solar.

Llavors, ¿per què no es fon?

La sonda solar Parker ha estat dissenyada per suportar les condicions extremes i les fluctuacions de temperatura de la missió. La clau rau en el seu escut tèrmic personalitzat i un sistema autònom que ajuda a protegir la missió de la intensa emissió de llum del Sol, però que permet que el material coronal "toqui" la nau espacial.

La sonda solar Parker de la NASA es dirigeix al Sol. Per què no es fon la nau?
L'enginyera de sistemes de protecció tèrmica Betsy Congdon
(Johns Hopkins APL) explica per què Parker pot suportar l'escalfor.
Crèdits: Centre de Vols Espacials Goddard de la NASA. YouTube. 

La ciència darrere del per què no es fon

Una de les claus per entendre què és el que manté a la nau espacial i els seus instruments segurs, és entendre el concepte de calor versus temperatura. En contra del que ens suggereix la intuïció, les altes temperatures no sempre es tradueixen en un escalfament real d'un altre objecte.

A l'espai, la temperatura pot ser de milers de graus sense proporcionar calor significatiu a un objecte o sentir calor. Per què? La temperatura mesura com de ràpid es mouen les partícules, mentre que la calor mesura la quantitat total d'energia que transfereixen. Les partícules poden estar movent-se ràpidament (alta temperatura), però si n'hi ha molt poques, no transferiran molta energia (calor baixa). Atès que l'espai està majorment buit, hi ha molt poques partícules que puguin transferir energia a la nau espacial.

La corona a través de la qual vola la sonda solar Parker, per exemple, té una temperatura extremadament alta però una densitat molt baixa. Penseu en la diferència entre ficar la mà en un forn calent i ficar-la en una olla amb aigua bullint (no ho intenteu a casa!), al forn, la vostra mà pot suportar temperatures significativament més altes durant més temps que en l'aigua, on ha d'interactuar amb moltes més partícules. De manera similar, en comparació de la superfície visible del Sol, la corona és menys densa, de manera que la nau espacial interactua amb menys partícules calentes i no rep tanta calor.

Això vol dir que mentre la Sonda Solar Parker viatjarà a través d'un espai amb temperatures de diversos milions de graus centígrads, la superfície de l'escut tèrmic que dóna al Sol només s'escalfarà a uns 2.500 graus Fahrenheit (uns 1.400 graus centígrads).

L'escut protector

Per descomptat, milers de graus Fahrenheit segueixen sent quelcom fantàsticament calent (en comparació, la lava de les erupcions volcàniques pot estar en qualsevol lloc entre 1.300 i 2.200ºF (700 i 1.200ºC). I per suportar aquesta calor, la Sonda Solar Parker fa ús d'un escut tèrmic conegut com el Sistema de Protecció Tèrmica, o TPS (per les sigles en anglès), que té 8 peus (2,4 metres) de diàmetre i 4,5 polzades (uns 115 mm de gruix). Aquestes poques polzades de protecció signifiquen que just a l'altre costat de l'escut, el cos de la nau espacial es trobarà a uns còmodes 85ºF (30ºC).

El TPS va ser dissenyat pel Laboratori de Física Aplicada de la Johns Hopkins, i va ser construït per Carbon-Carbon Advanced Technologies, usant una escuma composta de carboni intercalada entre dues plaques de carboni. Aquest aïllament lleuger s'acompanyarà d'un toc final de pintura ceràmica blanca a la placa orientada al sol, per reflectir la major quantitat de calor possible. Provat per suportar fins a 1.650 C (3.000 F), el TPS pot suportar qualsevol calor que el Sol pugui transmetre, mantenint gairebé tota la instrumentació segura.

Betsy Congdon, del Laboratori de Física Aplicada de Johns Hopkins, és la
principal enginyera tèrmica de l'escut que la sonda solar Parker de la
 NASA farà servir per protegir-se del sol. L'escut és tan robust que Congdon utilitza
un bufador en un costat i l'altre costat roman prou fred com per poder tocar-lo.
Crèdit: Centre de Vols Espacials Goddard de la NASA. YouTube

La copa que mesura el vent

Però no tots els instruments de la Sonda Solar Parker estaran darrere del TPS.

La Copa de la Sonda Solar és un dels dos instruments de la Sonda Solar Parker que no estaran protegits per l'escut tèrmic. Aquest instrument és el que es coneix com a copa de Faraday, un sensor dissenyat per mesurar els fluxos d'ions i electrons i els angles de flux del vent solar. A causa de la intensitat de l'atmosfera solar, es van haver de dissenyar tecnologies úniques per assegurar que no només l'instrument pugui sobreviure, sinó que també l'electrònica a bord pugui enviar lectures precises.

La copa en si està feta de làmines de Titani-Zirconi-Molibdè, un aliatge de molibdè, amb un punt de fusió d'aproximadament 4.260ºF (2.349ºC). Les reixetes que produeixen un camp elèctric per a la copa de la Sonda Solar estan fetes de tungstè, un metall amb el punt de fusió més alt conegut; 6.192ºF (3.422ºC). Normalment s'utilitzen làsers per gravar les línies de la quadrícula, però, a causa de l'alt punt de fusió va haver d'utilitzar-se àcid en el seu lloc.

L'escut tèrmic de la sonda solar Parker està format per dos panells de compost
de carboni i carboni sobreescalfat que formen un lleuger nucli d'escuma
de carboni de 4,5 polzades de gruix. Per reflectir la major quantitat possible
de l'energia solar lluny de la nau espacial, el costat orientat cap al sol de l'escut
tèrmic també es ruixa amb una capa blanca amb una fórmula especial.
Crèdit imatge: NASA/Johns Hopkins APL/Ed Whitman

Un altre desafiament es trobava en l'equip electrònic, la majoria dels cables es fondrien per l'exposició a la radiació de calor a una proximitat tan gran al Sol. Per resoldre aquest problema, l'equip va conrear tubs de vidre de safir per eliminar el cablejat i fer els cables de niobi.

Per assegurar que l'instrument estava a punt per al dur entorn, els investigadors necessitaven imitar la intensa radiació de calor del Sol en un laboratori. Per crear un nivell de calor digne de prova, els investigadors van haver d'improvisar un accelerador de partícules i projectors IMAX, per augmentar la seva temperatura. Els projectors imitaven la calor del Sol, mentre que l'accelerador de partícules exposava la copa a la radiació per assegurar-se que la copa pogués mesurar les partícules accelerades sota les condicions extremes. Per estar absolutament segurs que la tassa de la sonda solar resistiria l'ambient extrem, el forn solar d'Odelló a Font Romeu (Catalunya Nord), que concentra la calor del Sol a través de 10.000 miralls ajustables, es va utilitzar per provar la tassa contra la intensa emissió solar.

La Copa de la Sonda Solar va superar les seves proves amb èxit, de fet, va continuar funcionant millor i donant resultats més clars com més temps va estar exposada als ambients de prova. "Creiem que la radiació va eliminar qualsevol contaminació potencial", va dir Justin Kasper, investigador principal dels instruments SWEAP de la Universitat de Michigan a Ann Arbor. "Bàsicament es va netejar sol".

La nau espacial que es manté freda

Altres dissenys a la nau espacial mantenen la Sonda Solar Parker protegida de la calor. Sense protecció, els panells solars, que utilitzen l'energia de la mateixa estrella que s'està estudiant, i que proporcionen energia a la nau espacial, poden sobreescalfar-se. A cada acostament al Sol, els panells solars es retreuen darrere de l'ombra de l'escut tèrmic, deixant només un petit segment exposat als intensos rajos del Sol.

Però tan a prop del Sol, es necessita encara més protecció. Els panells solars tenen un sistema de refredament sorprenentment simple: un tanc escalfat que evita que el refrigerant es congeli durant el llançament, dos radiadors eviten que aquest es congeli, proveïts d'aletes d'alumini per maximitzar la superfície de refredament i bombes per fer circular el refrigerant. El sistema de refredament és prou potent com per refredar una sala d'estar de mida mitjana, i mantindrà els panells solars i la instrumentació frescos i funcionant mentre suportin la calor del Sol.

Quin és el refrigerant utilitzat pel sistema? Aproximadament un galó (3.7 litres) d'aigua desionitzada. Encara que hi ha molts refrigerants químics, el rang de temperatures a les que la nau espacial estarà exposada varia entre 50ºF (10ºC) i 257ºF (125ºC). Molt pocs líquids poden gestionar aquests rangs com l'aigua. Per evitar que l'aigua bulli a l'extrem més alt de les temperatures, aquesta es pressuritzarà de manera que el punt d'ebullició sigui superior a 257ºF (125ºC).
 
Clic per engrandir. Imatge: NASA/Glenn Benson

Un altre problema amb la protecció de qualsevol nau espacial és solucionar com comunicar-se amb ella. La sonda solar Parker estarà en gran part sola durant el seu viatge. La llum triga vuit minuts a arribar a la Terra, el que significa que si els enginyers haguessin de controlar la nau espacial des de la Terra, en el moment que alguna cosa sortís malament seria massa tard per corregir-ho.

Per tant, la nau espacial està dissenyada per mantenir-se de forma autònoma segura i en direcció cap al Sol. Diversos sensors, d'aproximadament la meitat de la mida d'un telèfon mòbil, estan connectats al cos de la nau espacial al llarg de la vora de l'ombra l'escut tèrmic. Si qualsevol d'aquests sensors detecta la llum del sol, alerten a l'ordinador central i la nau pot corregir la seva posició per mantenir els sensors i la resta dels instruments protegits de manera segura. Tot això ha de passar sense intervenció humana, de manera que el software de l'ordinador central ha estat programat i provat exhaustivament per garantir que totes les correccions es puguin realitzar sobre la marxa.

Llançament Cap al Sol

Després del llançament, la Sonda Solar Parker detectarà la posició del Sol, alinearà l'escut de protecció tèrmica per a enfrontar-s'hi i continuarà el seu viatge durant els propers tres mesos, abraçant la calor del Sol i protegint-se del fred buit de l'espai.

En el transcurs dels set anys planejats de durada de la missió, la nau espacial farà 24 òrbites a la nostra estrella. Cada vegada que s'acosti al Sol analitzarà el vent solar, estudiarà la corona del Sol, i proporcionarà observacions més properes i sense precedents al voltant de la nostra estrella, i equipat amb la seva gran quantitat de tecnologies innovadores, sabem que mantindrà la seva frescor tot el temps.


12/08/2018

Catàleg Charles Messier. Objecte M18


Descobert per Charles Messier en 1764.

M18 s'observa millor amb telescopis petits, que mostren al voltant d'una dotzena d'estrelles bastant brillants (a l'Sky Catalog 2000 consta de 20 membres). Té al voltant de 0,2 graus de diàmetre, d'aquesta manera apareix feble i pobre, totes les fonts fixen el seu tipus Trumpler en II, 3, p, n. La seva distància ronda els 4.900 anys llum, d'acord amb Kenneth Glyn Jones i Burnham, però les fonts difereixen: 6.000 anys llum segons Malles, i 3.900 anys llum a l'Sky Catalog 2000. Prenent com a valor 4.900 anys llum, el seu diàmetre lineal ha de ser proper als 17 anys llum.

Com les estrelles més calentes a M18 són de tipus espectral B3, aquest cúmul és realment jove; la seva edat s'estima en 32 milions d'anys. Tal com es veu en la imatge en color de la nostra col·lecció d'imatges de M18, aquest cúmul conté estrelles blau brillant així com groc brillant o taronja.

Imatge: Wikisky

M18 està situat entre la nebulosa Omega M17 i el núvol d'estrelles M24. Aquesta regió al voltant de M17, M18 i M24 va ser fotografiada, per exemple, amb el telescopi Schmidt del Regne Unit.

El cúmul obert M18 és un dels descobriments originals de Charles Messier, qui el va catalogar el 3 de juny de 1764.



11/08/2018

La missió InSight vola cap a Mart!

Ja s'ha enlairat InSight. La nau espacial de la NASA es va llançar el 5 de maig en direcció a Mart. Ha d'arribar al planeta roig el proper mes de novembre. El mòdul de descens instal·larà dos instruments geofísics mai utilitzats encara a Mart: el sismòmetre francès SEIS i el sensor de flux de calor HP3, proporcionat per l'agència espacial alemanya. Junts, estudiaran l'estructura interna de Mart, encara molt mal coneguda, i que donarà nova llum sobre el seu passat.

Insight ha estat llançat per conquerir les profunditats de Mars. Vídeo des de l'enlairament el 5 de maig de 2018, en imatges reals, fins a l'aterratge, sis mesos després, el 26 de novembre, en gràfics realitzats per ordinador, aquesta pel·lícula traça el viatge de la sonda InSight, de la NASA, amb destinació a Mart. Una vegada establert, romandrà un any marcià al mateix lloc, estudiant amb diversos instruments, (incloent un sismòmetre molt precís), les profunditats desconegudes del planeta vermell. Crèdit: NASA. YouTube. Futura-Sciences

SEIS, el sismòmetre francès, està en ruta cap a Mart. El dissabte 5 de maig, un coet Atlas V llançat al cel de Califòrnia des de la base de Vandenberg, va posar en la seva trajectòria a InSight (per les sigles en anglés de INterior exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport, en català; exploració interior mitjançant investigacions sísmiques, geodèsia i transport de calor). És la dotzena missió del programa Discovery de la NASA, en la què també participen el CNES francés i el DLR alemany.

Per arribar al seu lloc de destinació a la part occidental de la plana de Elysium Planitia, InSight farà sis correccions de trajectòria. Les dues primeres estan programades pel 15 de maig, deu dies després del seu llançament, i el 28 de juliol. Posaran la sonda en un curs de col·lisió amb Mart, que les agències espacials no fan en el seu llançament per motius de protecció global. D'aquesta manera, compleixen una recomanació del Cospar (Comitè de Recerca Espacial) que estipula no llançar directament una sonda a altres planetes o llunes sospitoses de tenir una forma de vida o tenir condicions d'habitabilitat. Si el llançament falla o si els operadors de terra perden el control de la sonda, hi ha el risc que caigui sobre el seu objectiu i contamini l'àrea d'impacte. 

La sonda InSight està situada a la part posterior del seu escut protector.
A continuació s'observa el mòdul de creuer que portarà
la sonda fins a Mart. © USAF 30 Ala de l'Espai. Dan Herrera

 Un viatge de 485 milions de quilòmetres

El 5 de maig, el planeta Mart es va situar a 121 milions de quilòmetres de la Terra. Però el viatge de la sonda per trobar-se li farà viatjar 485 milions de quilòmetres en sis mesos. Quan InSight aterri a Mart, el planeta estarà a 126 milions de quilòmetres de la Terra. Una distància que donarà lloc a retards en la comunicació de 8.1 minuts.

L'aterratge està previst per al 26 de novembre. Malgrat els recents èxits de la NASA a Mart, que van representar positivament la Curiosity el 2012, Phoenix el març de 2008 i els rovers Spirit i Opportunity al gener del 2004, aterrar en aquest planeta segueix sent molt arriscat. Ho vam veure recentment amb el xoc del mòdul Schiaparelli a l'octubre de 2016. Només un 40% de les missions enviades a Mart van tenir èxit. Això s'explica per la baixa densitat de l'atmosfera de Mart que obliga a aterrar en llocs molt baixos.

El seu objectiu científic és comprendre millor l'estructura interna de Mart, com es va formar el planeta i com es va convertir en l'actual desert congelat. Gràcies al sismòmetre francès SEIS, dos instruments geofísics mai utilitzats a Mart, InSight mesurarà la (feble) activitat sísmica del planeta vermell i detectarà caigudes dels asteroides, ens farà comprendre millor la seva estructura interna. El sensor HP3 subministrat per la DLR alemanya, enfonsat al sòl per un trepant de 5 m, detectarà el flux de calor de les profunditats. Finalment, un experiment de ràdio examinarà els petits moviments de Mart en la seva trajectòria al voltant del Sol, descobrint la distribució de les seves masses internes.

Els números de l'InSight

Massa total: 694 kg
   El mòdul d'aterratge: 358 kg, dels quals 50 per als instruments
   Escut tèrmic: 189 kg
   Mòdul de creuer: 79 kg
   Ergol: 67 kg

   Ample: 1,56 m
   Distància al terra: 83 a 108 cm
   Envergadura total (amb els panells solars desplegats): 6 m
   Braç robòtic : 2,4 m de longitud
   Escut tèrmic: 2,64 m de diàmetre

Panells solars:

   de 600 a 700 watts d'energia en un dia clar
   de 200 a 300 watts d'energia en temps polsegós
   A la Terra, l'energia produïda seria d'uns 1.800 watts  

 Recreació artística de la sonda en mode operatiu. Crèdit NASA
(clic per engrandir)



08/08/2018

Catàleg Charles Messier. Objecte M17


Descoberta per Philippe Loys de Chéseaux en 1745-46.

La Nebulosa Omega M17, també anomenada Nebulosa del Cigne, o Nebulosa de la Ferradura, o (especialment en l'hemisferi sud) Nebulosa de la Llagosta, és una regió de formació estel·lar i brilla per emissió excitada, causada per la radiació d'alta energia de estrelles joves.

No obstant això, a diferència del que passa en altres nebuloses d'emissió, aquestes estrelles no són clarament visibles en les imatges òptiques, sinó que estan amagades dins de la nebulosa. Els processos de formació estel·lar continuen actius en aquesta nebulosa, o han cessat molt recentment. Un petit cúmul d'unes 35 estrelles brillants però enfosquides sembla estar encastat dins de la nevulositat.

La Nebulosa Omega presenta un color vermellós, amb una lleugera tendència al rosat. El color prové del gas hidrogen calent, excitat fins brillar per les estrelles més calentes que s'han format recentment a la nebulosa. No obstant això, la regió més brillant és blanca (i no per sobre-exposició, com es podria pensar). Aquest fenomen és, aparentment, el resultat d'una barreja de llum emesa pel gas més calent al costat de la brillant llum estel·lar reflectida per la pols que es troba en aquesta àrea.

La nebulosa conté una gran quantitat de material fosc, que resulta obvi en els seus trets més notables. Aquesta matèria ha estat escalfada per les estrelles joves amagades, i brilla fortament en la llum infraroja.

La massa del gas ha estat estimada en unes 800 vegades la del Sol, suficient com per formar un cúmul conspicu i bastant més gran que la que té la nebulosa d'Orió M42.

Si bé la brillant nebulosa sembla tenir uns 15 anys llum d'extensió, el núvol gasos total, incloent al material de baixa lluminositat, arribaria a mesurar fins a uns 40 anys llum.

Aquesta imatge de la regió de formació estel·lar de Messier 17, en color rosa, va ser captada per l'instrument Wide Field Imager, instal·lat al Telescopi MPG / ESO de 2,2 metres, a l'Observatori La Silla d'ESO, a Xile. És una de les imatges més nítides que mostra la nebulosa completa, i no només revela la seva grandària, sinó que capta els fins detalls de tot el paisatge còsmic dels núvols de gas, pols i estrelles acabades de néixer. (clic per engrandir). Crèdit imatge: ESO
 Les estimacions de la distància que ens separa de M17 varien bastant, però els valors moderns la situen d'uns 5.000 a 6.000 anys llum, una mica més propera, llavors, que la seva aparentment veïna M16 amb la Nebulosa de l'Àguila. Aquestes dues regions de formació estel·lar semblen estar realment molt a prop una de l'altra, en el mateix braç espiral (el braç de Sagitari o Sagitari-Carina) de la Via Làctia, i potser siguin també part del mateix complex gegantí de núvols còsmics de material interestel·lar.

Les estimacions de la distància que ens separa de M17 varien bastant, però els valors moderns la situen d'uns 5.000 a 6.000 anys llum, una mica més propera, llavors, que la seva aparentment veïna M16 amb la Nebulosa de l'Àguila. Aquestes dues regions de formació estel·lar semblen estar realment molt a prop una de l'altra, en el mateix braç espiral (el braç de Sagitari o Sagitari-Carina) de la Via Làctia, i potser siguin també part del mateix complex gegantí de núvols còsmics de material interestel·lar.

Com succeeix amb moltes nebuloses difuses, resulta difícil estimar la brillantor total de l'objecte, i les diverses fonts donen valors discordants. Mentre que les més antigues donen estimacions del voltant d'una magnitud de 7,0 (potser perquè van ser realitzades des d'observatoris septentrionals), les compilacions modernes les llisten amb una magnitud més gran: Don Machholz li dóna 6,6 mag., El Sky Catalog 2000.0 llista 5,0 mag., i la Guia de Camp del Cel Profund per a la Uranometria dóna un valor de 6,0 mag. (Que és la que s'adopta aquí); de totes maneres, és visible a simple vista sota bones condicions d'observació des de latituds geogràfiques no molt septentrionals.

El descobriment de M17 realitzat per De Chéseaux no es va conèixer àmpliament, de manera que Charles Messier la va redescobrir en forma independent i la va catalogar el 3 de juny de 1764.

La Nebulosa Omega M17 pot ser localitzada bastant fàcilment, en forma similar i simultània amb la seva veïna aparent, M16. La millor manera de fer-ho és localitzar l'estrella gegant blanca Gamma Scuti (que té una magnitud de 4,70 i un tipus espectral A2 III), per exemple partint d'Altair (Alfa Aquilae) passant per Delta i Lambda Aql.; M16 està a una mica més de dos graus al sud-est d'aquest estel. Alternativament, i en particular amb un parell de binoculars, es pot localitzar al núvol estel·lar M24 i moure cap al nord passant per un parell d'estrelles de 6a i 7a magnitud en la vora nord-est de M24, seguint pel petit cúmul obert M18 a un grau al nord, i a un grau al nord es troba M17.

Sota condicions molt favorables, M17 és tot just visible a simple vista, amb una magnitud aparent de 6,0.



Capa d'invisibilitat: un altre pas cap a Ghost in the Shell

Metamaterials: La capa d'invisibilitat: un altre pas cap a Ghost in the Shell?

Dotze anys enrere, l'octubre de 2006, David R. Smith i el seu equip de la Universitat de Duke van sorprendre a tot el planeta mostrant el primer dispositiu del món capaç de convertir un objecte invisible. Fet de metamaterials, només funcionava en el camp de les microones. Avui ja comencem podent ocultar objectes en el camp visible encara que només a escala microscòpica.

Imatge artística sobre el nou metamaterial produït per la nanotecnologia.
Les nanoantenes que conté i que es poden activar, reflecteixen la llum
de manera adequada per fer invisible un objecte de qualsevol forma.
© UC Berkeley, Zhang Group

Fa gairebé 2.400 anys, Plató ja va protagonitzar en el famós diàleg a La República un personatge capaç de fer-se invisible girant un anell: Giges. Després de gairebé 10 anys, sembla que un dels vells somnis de la humanitat, la invisibilitat, la tenim a tocar. Un equip d'investigadors anglosaxons liderats per David Smith i John Pendry, de fet, van aconseguir el 2006 fer invisible en el camp de les microones un objecte macroscòpic. Per a tots els geek manga japonesos, això significava que hi havia l'esperança que el vestit de camuflatge termo-òptic de la Major Motoko Kusanagi, l'heroïna de Ghost in the Shell, aviat es fes realitat.

Encara hi estem molt lluny, però el físic Xiang Zhang, que dirigeix ​​un grup de recerca de metamaterials a la UC Berkeley, acaba de publicar amb els seus col·legues un article a Science que ens apropa una mica més a aquest somni. No només han aconseguit amagar un objecte en l'abast visible mitjançant una capa de material molt prima, sino que la tècnica que utilitzen també sembla ser capaç d'aplicar-se a una escala més gran per fer invisibles objectes macroscòpics. 

De fet, els objectes invisibles encara són de mida microscòpica, però ja és un èxit poder amagar a la vista una forma 3D arbitrària de la mida d'algunes cel·les. Per poder fer que Ghost in the Shell sigui una realitat, és necessari desenvolupar una espècie de teixit flexible i prim capaç d'adaptar-se a totes les formes fent que l'objecte o el cos que l'envolten sigui invisible i no només en el camp de microones o l'infraroig proper.

El vídeo demostra com un microobjecte revestit amb el nou metamaterial pot arribar a ser invisible.
© Berkeley Lab, UC Berkeley, YouTube

Un nou control a les interaccions de la llum-matèria.

Fins ara, els investigadors només han aconseguit amagar un objecte de mida raonable en el visible utilitzant dispositius basats en el metamaterial. Els pocs resultats obtinguts no coincideixen amb les formes 3D i no es poden adaptar a objectes de mides arbitràries. Finalment, certes característiques de la radiació que continuen emetent han permès detectar-les, no veure-les.

Sembla que aquests problemes ara estan molt millor controlats. Per a això, els físics han desenvolupat un conjunt de nanoantenes formades per barres d'or que constitueixen una mena de teixit de 80 nanòmetres de gruix. Aquests nanòmetres reemeten la radiació que suprimeix la deformació del front de l'ona de llum causada per la presència d'un objecte i la fa visible. Els investigadors van poder ocultar d'aquesta manera objectes la superfície dels quals és d'aproximadament 1.400 micres quadrades.

La tècnica és prometedora, no només per la invisibilitat, i des d'aquest punt de vista il·lustra la importància de la ciència de la llum. De fet, obre perspectives per microscòpia d'alta resolució i ordinadors òptics ultraràpids. 


06/08/2018

La deforestació a Madagascar

Aquesta imatge etiquetada com "El cor de Madagascar", va estar escollida per la NASA com la seva imatge del dia l'11 de juliol del 2018.

Clic per engrandir. Crèdit de la imatge: NASA

Mentre l'Estació Espacial Internacional sobrevolava l'illa, l'astronauta de la NASA, Ricky Arnold a bord de l'estació, va capturar aquesta fotografia d'un paisatge canviant al cor de Madagascar, a on s'observa el drenatge cap al mar dels sediments, a l'estuari del riu Betsiboka, degut a la destrucció dels boscos tropicals i els manglars costaners.
 
En la següent composició que us hem preparat, podeu localitzar l'indret de la imatge, i si disposeu del Google Earth ho podreu comprovar fàcilment vosaltres mateixos. A més, curiosament la imatge disponible a Google Earth te data de l'endemà de la de la NASA, 12 de juliol de 2018.

Clic a la imatge per engrandir

Catàleg Charles Messier. Objecte M16


Cúmul M16 (NGC 6611) descobert per Philippe Loys de Chéseaux el 1745-46. Nebulosa IC 4703 descoberta per Charles Messier el 1764.

Situada a uns 7 000 anys llum de distància a la constel·lació Serpens (Serpentari), a prop de les vores de Scutum (Escut, o Escut de Sobieski) i de Sagittarius (Sagitari), dins el braç espiral de la Via Làctia proper al nostre (el braç de Sagitari o Sagitari-Carina), un enorme núvol de gas i pols interestel·lar ha començat un vívid procés de formació estel·lar.

El cúmul estel·lar obert M16 es va formar a partir d'aquesta gran núvol gasos, la nebulosa difusa de l'Àguila, IC 4703, que ara brilla per emissió de llum, excitada per la radiació d'alta energia de les seves joves estrelles massives.

Realment, encara està en el procés de formació de noves estrelles, que està tenint lloc a prop de les fosques "trompes d'elefant" que són ben visibles en la nostra fotografia, així com en les imatges de l'AAT (Sigles en anglès del Telescopi Anglo-Australià) i altres imatges d'M16.

Es va aconseguir obtenir una major comprensió d'aquest procés de formació estel·lar amb les fotografies d'M16 del Hubble, publicades al novembre de 1995; més encara, també van ser utilitzades per a una animació que simula una aproximació a aquesta regió de naixement d'estrelles, i que proporciona algunes imatges mida pantalla que poden ser utilitzades com a fons per al seu ordinador.

Aquest eixam estel·lar té solament uns 5,5 milions d'anys d'edat (segons el Sky Catalog 2000 i Götz), amb formació estel·lar encara activa a la Nebulosa de l'Àguila; això resulta en la presència de nombroses estrelles joves molt calentes de tipus espectral O6. El cúmul va ser classificat com de tipus Trumpler II, 3, m, n (Götz). L'estrella més brillant d'M16 té una magnitud aparent de 8,24. A una distància de 7.000 anys llum, el seu diàmetre angular de 7 minuts d'arc correspon a una extensió lineal d'uns 15 anys llum. La nebulosa s'estén molt més, fins a un diàmetre de més de 30 minuts d'arc, el que correspon a una mida lineal d'uns 70 x 55 anys llum.

M16 i la Nebulosa de l'Àliga.
Crèdit imatge NASA-Jimmy Walker (clic per engrandir)

Algunes fonts donen distàncies menors per M16: Kenneth Glyn Jones dóna 5.870 anys llum i Götz calcula 5.540 anys llum. Aquest últim afirma que és un dels cúmuls oberts intrínsecament més lluminosos, amb una magnitud absoluta de -8,21.

Mentre que De Chéseaux, en 1745-46 va descobrir únicament al cúmul, Charles Messier, en el seu redescobriment independent del 3 de juny de 1764 esmenta que aquestes estrelles apareixien "immerses en un feble resplendor", suggeriment probable de la nebulosa.

Aparentment, els Herschel no van percebre la nebulosa, de manera que en els seus catàlegs, i per tant en l'NGC, únicament es descriu el cúmul. La nebulosa va ser afegida en l'IC II de 1908 com IC 4703, amb "el cúmul M16 agregat", però el NGC 2000.0 classifica erròniament a aquest objecte com un cúmul obert.

Probablement, la nebulosa va ser fotografiada per primera vegada per EE Barnard el 1895, i per Isaac Roberts el 1897.

M16 es pot trobar fàcilment, ja sigui localitzant a l'estrella Gamma Scuti, un geganta blanca de magnitud 4,7 i tipus espectral A2 III, per exemple des Altair (Alfa Aquilae), passant per Delta i Lambda Aquilae, M 16 es troba a uns 2,5 graus (19 minuts en radiants) a l'oest d'aquest estel. O, en particular amb un parell de binoculars, localitzeu el núvol estel·lar M24 i moveu-vos cap al nord, passant per un parell d'estrelles de 6a. I 7ª. Magnitud, segueixi pel petit cúmul obert M 18 a un grau al nord de M 24. un altre grau cap al nord fins a la magnífica Nebulosa Omega M 17, i finalment altres 2 graus cap al nord, fins a M 16.

El cúmul estel·lar M16 i la Nebulosa de l'Àguila es veuen millor amb telescopis de baix poder. Un 4 polzades revela unes 20 estrelles en un fons irregular de nebulositat i estrelles més febles; podent albirar tres concentracions nebuloses sota bones condicions d'observació. En condicions molt bones, es poden veure suggeriments de matèria enfosquidora al nord del cúmul.

La Nebulosa de l'Àguila es veu millor en fotografies, però obertures més grans i filtres per nebulosa (O-III) poden ajudar a traçar visualment algun detall. Els pilars foscos es poden veure amb grans instruments d'aficionats (de més de 12 polzades).

M16 al web del SEDS