21/07/2019

Catàleg Charles Messier. Objecte M30



Descoberta en 1764 per Charles Messier.

El cúmul globular M30 està a uns 26.000 anys llum de distància, té uns 90 anys llum d'amplada i ho veiem en un angle diametral d'uns 12 minuts d'arc. És bastant dens (com ho indica la seva classe de concentració V) i és un bell objecte fins i tot en els telescopis petits. Les seves estrelles gegants vermelles més brillants tenen una magnitud visual aparent de 12.1 i la dels seus gegants de la branca horitzontal és de 15.1. Només unes 12 estrelles variables han estat trobades en aquest cúmul globular. Un diagrama de color-magnitud de M30 pot trobar-se en Richer et.al. (1988). S'ha determinat que el seu tipus espectral general és F3 i el seu índex de color va ser donat com BV = 0,60. S'acosta a nosaltres a 181.9 km/s.

El nucli del M30 presenta una població estel·lar extremadament densa i ha passat per un col·lapse de nucli similar al d'almenys altres 20 dels 150 globulars de la Via Làctia, incloent M15, M70, i possiblement M62. Com a conseqüència, el nucli de M30 té una extensió molt petita, tan sols uns 0,12 minuts d'arc (7,2 segons d'arc que corresponen a un diàmetre lineal de 0,9 anys llum) i la seva mitjana de ràdi de massa és d'1,15 minuts d'arc (8,7 anys llum); la meitat de la massa d'aquest cúmul es concentra en un volum esfèric el radi del cual és igual a la distància entre nosaltres i Sirius, és a dir, el seu diàmetre és de 17,4 anys llum. D'altra banda, el seu radi de marea és gran: 18,34 minuts d'arc, que corresponen a un radi lineal de 139 anys llum. Més enllà d'aquesta distància, els estels membres simplement escaparien a causa de les forces gravitatòries de marea de la Via Làctia.

Clic a la imatge per engrandir

Malgrat el seu nucli comprimit, sembla ser que les trobades properes entre les estrelles membres del cúmul globular M30 han estat comparativament escasses, ja que sembla contenir només unes quantes estrelles binàries de raigs X, segons les investigacions amb el satèl·lit del Observatory de raigs X Chandra. Es creu que aquests peculiars sistemes estel·lars es formen durant les trobades properes tal com succeeix ocasionalment en les zones més denses dels cúmuls globulars.

Cecilia Payne-Gaposchkin esmenta que una nova nana va sorgir a M30; i una altra més ha estat detectada a M5 i una tercera a NGC 6712.

M30 va ser un dels descobriments originals de Charles Messier, qui el va catalogar el 3 d'agost de 1764 i el va descriure, com la majoria dels seus globulars, com una nebulosa rodona i sense estrelles. Va ser resolt per primera vegada per William Herschel al voltant de 1784.
 
M30 al mapa del cel.

Les estrelles més brillants de M30 poden ser vistes amb telescopis amb una obertura de 4 polzades (10,16 cm.) O fins i tot una mica menors.

M30 és menys estimada pels maratonians Messier ja que moltes vegades és l'últim objecte d'un quasi-complet Marató Messier, un "tour" per veure tots els objectes Messier en una nit (possiblement cap a finals de març en nits de lluna nova). No obstant, això es deu a la seva posició en el cel; per altra banda és un bell objecte per als astrònoms aficionats.

Crèdit de les imatges: Hubble-NASA. sky-tonight.com




17/07/2019

Catàleg Charles Messier. Objecte M29

 Clic a la imatge per engrandir

Descobert per Charles Messier el 1764.

M29 és més aviat un cúmul gruixut que molt impressionant, situat en una zona d'alta densitat estel·lar de la Via Làctia prop de Gamma Cygni, del que la majoria de fonts (incloent Malles/Kreimer i Burnham) situen a una distància de 7.200 anys llum, en acord amb les primeres estimacions de RJ Trumpler el 1930, mentre que Kenneth Glyn Jones i l'Sky Catalogue 2000 la situen a 4.000 anys llum. La Guia de l'Observador del Cel Nocturn de Kepple i Sanner dóna un valor divergent de 6.000 anys, la incertesa és deguda a la imprecisió del factor d'absorció de llum del cúmul.

El 1954 WA Hiltner de l'Observatori Yerkes va trobar que la llum de les seves estrelles era polaritzada per la matèria interestel·lar, la qual aparentment és 1.000 més densa al voltant d'aquest cúmul i pot arribar a absorbir tanta llum que el cúmul podria ser 3 magnituds més brillant si pogués ser vist directament!. També al 1954, Harris va apuntar debilitaments irregulars de la lluminositat de les seves estrelles, provocats potser, pel pas per davant del cúmul de núvols de matèria negra interestel·lar.

Segons l'Sky Catalogue 2000, M29 està inclòs en l'associació Cygnus OB1, i s'aproxima a nosaltres a una velocitat de 28 km/seg. Amb les seves cinc estrelles més calentes de les gegants de classe espectral BO, té una edat estimada de 10 milions d'anys.

La Guia de l'Observador del Cel Nocturn atorga una magnitud aparent de la seva estrella més brillant de 8,59. La magnitud absoluta pot ser d'un impressionant -8,2, la lluminositat de 160.000 sols. El diàmetre lineal ha estat estimat en només 11 anys llum. La seva classe Trumpler ve donada per III, 3, 9, n, perquè està associada a una nebulosa, però Götz, per la seva banda, proposa II, 3, m, i Keple/Sanner donen I, 2, m, n. L'Sky Catalogue 2000 llista 50 estrelles de M29, mentre que anteriorment Becvar en va enumerar només 20.

Clic a la imatge per engrandir

El cúmul obert M29 és un dels descobriments originals de Charles Messier, que el va catalogar el 29 de juliol de 1764.

Aquest cúmul és visible amb binocles. En el cas dels telescopis els menys potents són els millors. Les estrelles més brillants de M29 semblen formar un pot, tal com indica Malles. Les 4 estrelles més brillants formen un quadrilàter, i unes altres 3 un triangle al nord d'elles. Algunes estrelles més febles les envolten, però el cúmul apareix bastant aïllat, sobretot en observar en petits telescopis. Les fotografies mostren en segon pla a un gran nombre de febles estrelles de la Via Làctia.

M29 pot localitzar-se fàcilment en aproximadament 1,7 graus Sud i lleugerament a l'Est de Gamma 37 Cygni (Sadr). En les seves proximitats hi ha alguna difusa nebulosa que pot ser detectada en fotografies.






16/07/2019

Catàleg Charles Messier. Objecte Messier M28

Clic a la imatge per engrandir
 
Descobert el 1764 per Charles Messier.

A una distància entre 18.000 i 19.000 anys llum, M28 amb el seu diàmetre lineal de 60 anys llum sembla considerablement més petit i més condensat que el seu veí més cridaner, M22. La seva forma és lleugerament el·líptica, segons H. Shapley. Calen instruments grans per resoldre les seves estrelles; va ser William Herschel el primer a descriure-ho com un "núvol d'estrelles".

M28 conté, a més de les seves úniques 18 variables RR Lyrae conegudes, una variable W Virginis (Tipus II o Cefeida de població II) amb un període de 17 dies, i un llarg segon període variable (Variable #17, possiblement de tipus RV Tauri, segons Burnham).

Clic a la imatge per engrandir

M28 va ser el segon cúmul globular a on es va descobrir un púlsar de mil·lisegons, el 1987 (el primer va ser M4). Aquest, 1620-1626, dóna una volta al voltant del seu eix cada 11 mil·lisegons.

El cúmul globular M28 és un dels descobriments autèntics de Charles Messier, qui el va catalogar el 27 de juliol de 1764.

Crèdit de les imatges: NASA



20 juliol 1969: Un gran salt per a la humanitat

Clic a la imatge per engrandir

 Imatges del "moonwalk" de l'Apol·lo 11, parcialment restaurades el 2009

Juliol de 1969. Han passat poc més de vuit anys des dels vols de Gagarin i Shepard, seguits ràpidament pel desafiament del president Kennedy de posar a un home a la lluna abans que acabi la dècada.

Han passat només set mesos des que la NASA va prendre l'audaç decisió d'enviar l'Apol·lo 8 a la Lluna en el primer vol tripulat de l'enorme coet Saturn V.

Ara, al matí del 16 de juliol, els astronautes de l'Apol·lo 11 Neil Armstrong, Buzz Aldrin i Michael Collins s'asseuen damunt d'un altre Saturn V en el Complex de Llançament 39A al Centre Espacial Kennedy. El coet de tres etapes i de 363 peus (110'6 m.) utilitzarà les seves 7,5 milions de lliures (+/- 3'4 milions de Kg) d'empenta per propulsar-se a l'espai i a la història.

A les 9:32 a.m. EDT (hora de la costa est USA), els motors s'encenen i l'Apol·lo 11 es lliura de la torre. Uns 12 minuts després, la tripulació està en òrbita terrestre. (Reproduir àudio).

El comandant de l'Apol·lo 11, Neil Armstrong, treballant en una àrea d'emmagatzematge d'equips en el mòdul lunar. Aquesta és una de les poques fotos que mostren a Armstrong durant el moonwalk.

Després d'una òrbita i mitja, l'Apol·lo 11 rep una "llum verda" per al que els controladors de la missió anomenen "Injecció translunar", en altres paraules, és hora de dirigir-se a la lluna. Tres dies després la tripulació està en òrbita lunar. Un dia després, Armstrong i Aldrin pugen al mòdul lunar Eagle i comencen el descens, mentre que Collins orbita al mòdul de comandament Columbia.

Collins escriu més tard que l'Eagle és "l'artefacte més estrany que he vist al cel", però demostrarà el seu valor.

Quan arriba el moment de deixar a Eagle al Mar de la Tranquil·litat, Armstrong improvisa, i pilota manualment la nau més enllà d'una zona plena de roques. Durant els últims segons de descens, l'ordinador de Eagle està fent sonar les alarmes. 

Resulta que es tracta d'un simple cas en què l'ordinador intenta fer massa coses alhora, però com Aldrin va assenyalar més endavant, "desafortunadament, va sorgir quan no volíem intentar resoldre aquests problemes".

El fum i les flames assenyalen l'obertura d'un viatge històric quan
el Saturn V es lliura de la plataforma de llançament
.

Quan el mòdul lunar aterra a les 04:17 p.m EDT, només queden 30 segons de combustible. Armstrong radia "Houston, Base de la Tranquil·litat aquí. L'Àguila ha aterrat." El control de la missió esclata en una celebració quan la tensió es trenca, i un controlador li diu a la tripulació "Tens a un grup de tipus a punt de tornar-se blaus, estem respirant de nou". (Reproduir àudio)

Armstrong confirmaria més tard que l'aterratge era la seva major preocupació, dient que "les incògnites eren incontrolables" i que "només hi havia mil coses per les quals amoïnar-se".

A les 10:56 p.m. EDT Armstrong està a punt per plantar el primer peu humà en un altre món. Amb més de 500 milions de persones veient la televisió, baixa l'escala i proclama: "Aquest és un petit pas per a un home, un gran salt per a la humanitat." (Reproduir àudio)

Aldrin s'uneix a ell en breu, i ofereix una descripció simple però poderosa de la superfície lunar: "magnífica desolació". Exploren la superfície durant dues hores i mitja, recol·lectant mostres i prenent fotografies.

Buzz Aldrin baixa per l'escala de l'Eagle fins a la superfície


Deixen una bandera americana, un pegat en honor a la tripulació de l'Apollo 1 i una placa en una de les potes de Eagle, que diu: "Aquí els homes del planeta Terra van trepitjar per primera vegada la lluna. Juliol de 1969 d.C. Venim en pau per a tota la humanitat".

Armstrong i Aldrin s'enlairen i atraquen amb Collins a Columbia. Collins diu més tard que "per primera vegada, realment va sentir que anàvem a aconseguir-ho".

El 24 de juliol, la tripulació ameritza a Hawaii. El desafiament de Kennedy s'ha complert. Homes de la Terra han caminat sobre la lluna i han tornat sans i estalvis a casa.

En una entrevista anys després, Armstrong elogia els "centenars de milers" de persones que estan darrere del projecte. "Tots els que estan preparant les proves, prement la clau dinamomètrica, i així successivament, home o dona, Si alguna cosa surt malament aquí, no serà culpa meva." (Llegir l'entrevista de 2001, 172 Kb PDF).

En una conferència de premsa posterior al vol, Armstrong anomena al vol "un començament d'una nova era", mentre que Collins parla sobre futurs viatges a Mart.

El cràter 308 destaca en relleu en aquesta foto des de l'òrbita llunar

En els propers tres anys i mig, 10 astronautes seguiran els seus passos. Gene Cernan, comandant de l'última missió Apol·lo, surt de la superfície lunar amb aquestes paraules: "Ens anem com vam venir i, si Déu vol, com tornarem, amb pau i esperança per a tota la humanitat."

Darrera actualització: 15 de juliol de 2019
Editor: Administrador de la NASA


Crèdit de totes les imatges: NASA

14/07/2019

El Hubble mostra dos forats negres supermassius que xoquen

Un xoc de titans es prepara a uns 2.500 milions d’anys llum de la Terra. El descobriment d'aquest proper parell de forats negres super massius ajudarà als astrofísics a avaluar la freqüència de la seva coalescència a l'univers.

Clic a la imatge per engrandir. Crèdit imatge: Hubble, NASA

Amb quatre milions de masses solars, el forat negre super massiu que s'amaga al centre de la Via Làctia és un nyicris al costat d'aquests dos monstres, descoberts recentment  a uns 2.500 milions de anys llum, i que van a precipitant-se un cap a l'altre. La massa de cadascun d'ells supera els 400 milions de vegades la del Sol calculen els investigadors que els han trobat al centre de dues galàxies xocants. Això hauria de ser un xoc de titans! Però fins i tot abans que aquests quàsars reals esdevinguessin un forat negre encara més gran, l’espai-temps "ressonarà" amb el seu apropament gradual. I les ones gravitacionals que travessaran l’univers superaran el registre actual detectat per Virgo i Ligo. "Els forats negres super massius binaris produeixen les ones gravitacionals més fortes de l'univers ", diu Chiara Mingarelli, que va participar en aquest descobriment "i que són un milió de vegades més potents que els detectats per Ligo".

Xoc dels titans: per quan?

No pas ara. Per veurels fusionar-se o, més bé, percebre les ones creades a l'espai-temps en el moment de la seva coalescència, no trigarà menys de 2.500 milions d'anys. És la seva distància des de la Terra i, és una coincidència, el temps previst per a la parada nupcial dels pesos pesants que pertanyen a aquesta categoria s'acaba. No obstant això, els astrofísics no descarten la possibilitat que això pugui durar "indefinidament", com suggereix una teoria. Anomenat "Problema del Parsec Final", que  proposa que els forats negres super massius binaris com aquests poguessin girar l'un a l'altre durant un miler i mig de milions d'anys sense que mai s'apropessin a menys d'un parsec (3,2 anys llum). Si no és així, els astrofísics haurien de ser capaços de "escoltar" un soroll de fons permanent que anomenen "Fons gravitatiu d'ona" (GWB), que és, de moment fora del rang dels nostres detectors, però això no es trigarà gaire a poder-ho fer. 

Només uns 1.300 anys llum separen els dos forats negres
 super massius al centre de dues galàxies que es fusionen
 a 2.500 milions de anys llum. 
 © Andy Goulding et al., Astrophysical Journal Letters 2019


Afortunadament, el descobriment casual d’aquests dos forats negres super massius els ajudarà a determinar si el GWB existeix o no. Atrets per SDSS J1010 + 1413, un objecte particularment lluminós de l’univers, els astrònoms s’han adonat que els immensos dolls que s’estenen a banda i banda de la galàxia provenen de dos monstres i no d’un de sol, cadascun d’ells, de la seva galàxia amfitriona massiva. Dues galàxies que xoquen entre dos mil milions i mig d’anys llum de la nostra i dels seus golafres forats negres, per ara separats per 1.300 anys llum, que encara no han començat la seva dansa espiral d'unió completa.

A partir d’aquesta primera, encara que indirecta però real, observació del ball de forats negres d’aquesta magnitud, l’equip que s’associava amb Kris Pardo i Chiara Mingarelli, especialistes en onades gravitacionals, va tornar a avaluar el xiuxiueig previst de les col·lisions al nostre abast. Mitjançant les seves simulacions, van arribar a aquest resultat: 112. Actualment hi ha 112 forats negres super massius binaris més o menys propers a nosaltres que generen ones gravitacionals. Segons les seves projeccions, la propera col·lisió es podria capturar en cinc anys ... I si no és així en uns pocs anys, malgrat les tècniques desenvolupades (utilitzant els púlsars ), significaria que les col·lisions prenen molt, molt, molt més temps. 

"Com més poguem aprendre sobre la població de forats negres en fusió, millor entendrem el procés de formació de galàxies i la naturalesa de les ones gravitatòries de fons", diu Michael Strauss, astrofísic de Princeton i coautor de l'estudi publicat a The Astrophysical Journal Letters.


Ho he vist aquí.

13/07/2019

Quina és la quantitat d’aigua del cos humà?


El teu cos té molta aigua. Certament, però, quant representa aquest fluït vital exactament? Quina funció té? i com es distribueix aquesta aigua en el cos humà?

L’aigua és un element essencial de la vida i això es reflecteix en la importància d’aquest líquid en la composició del cos humà. Aproximadament el 60% d'aquesta aigua es troba a l'interior de les cèl·lules i la resta circula en la sang i banya els teixits. És imprescindible per a l'existència de l'ésser humà, que no pot estar sense beure aigua més de cinc o sis dies sense posar en risc la seva vida. El cos perd aigua per mitjà dels excrements, la transpiració, la orina i l'exhalació del vapor d'aigua en el nostre alè, en funció del grau d'activitat, temperatura, humitat o altres factors.

La quantitat mitjana d’aigua continguda en un organisme adult és, de fet, un 65%, que correspon a uns 45 litres d’aigua per a una persona de 70 quilograms. El contingut d'aigua total del cos humà depèn de diversos factors (corpulència, edat en particular, etc..).

En concret, al voltant del 60% del cos humà d’un home adult és aigua, que correspon a uns 42 litres d’aigua en una persona de 70 kg. En les dones, a causa de la major proporció de teixit adipós, aquesta taxa és del 55%.

En néixer, aquest percentatge arriba fins al 78% d'un nadó. 

Distribució de l’aigua al cos humà.

Aquesta aigua no es distribueix uniformement en el cos humà, alguns òrgans contenen més que altres:

  •     pulmons: 78%;
  •     sang: 79%;
  •     cervell: 76%;
  •     músculs llisos: 75%;
  •     ossos : 22,5%;
  •     teixit adipós: 10%.
Cada dia, el cos humà elimina 2,4 litres d'aigua per respiració, suor, orina ... Per tant, cal substituir aquest volum d'aigua bevent i alimentant-se per evitar la deshidratació.


Les funcions de l’aigua

Les funcions de l’aigua es poden resumir en els punts següents:
  • És el mitjà de transport de substàncies de rebuig de l’organisme (orina i suor).
  • Intervé en el manteniment de la temperatura corporal.
  • Manté la pressió osmòtica dels líquids extracel·lulars i intracel·lulars, essencials per a l’equilibri del medi intern.
  • Serveix de a lubricant; per exemple, per a les articulacions dels ossos (líquid sinovial).
  • És el medi on tenen lloc totes les reaccions metabòliques.
  • Actua com a material de construcció per al creixement i la reparació dels teixits (element estructural).
  • Dóna volum al contingut intestinal i n’afavoreix l’eliminació.


Catàleg Charles Messier. Objecte M27


Descoberta per Charles Messier en 1764.

La Nebulosa Dumbbell M27 (que pot traduir-se per "Pes" o "manuella", però en aquest cas el nom en anglès és el més utilitzat) va ser la primera nebulosa planetària a ser descoberta. El 12 de juliol de 1764, Charles Messier va descobrir aquest nova i fascinant classe d'objectes, i descriu a aquesta com una nebulosa oval sense estrelles. El nom "Dumbbell" prové d'una descripció feta per John Herschel, qui també la va comparar amb el "tret d'una escopeta de dos canons".

Per casualitat la veiem aproximadament des del seu pla equatorial (d'esquerra a dreta en la nostra imatge); això és molt semblant a la nostra visió d'una altra nebulosa planetària de Messier, més tènue, M76, que és anomenada "Petita Dumbbell". Vista des d'un dels seus pols, tindria probablement la forma d'un anell, i potser es veiés semblant a la Nebulosa de l'Anell M57.

Certament, aquesta nebulosa planetària és l'objecte més impressionant de la seva classe en el cel, ja que el seu diàmetre angular és de gairebé 6 minuts d'arc, amb un halo tènue que s'estén per una mica més de 15 minuts d'arc, és a dir, la meitat del diàmetre aparent de la lluna (Millikan, 1974).

També es troba entre els més brillants, sent almenys (amb la seva magnitud aparent estimada de 7,4) gairebé tan lluminosa que la Nebulosa Hèlix NGC 7293 a Aquari, que té una magnitud de 7,3, la que no obstant això, té una menor brillantor superficial a causa de la seva major extensió (estimacions de Stephen Hynes); resulta estrany que aquesta nebulosa planetària sigui, fotogràficament, tot just una mica menys lluminosa (magnitud 7,6). L'autor d'aquest article (hf) va quedar sorprès que aquest objecte fos visible, sota condicions moderadament bones, amb els seus binoculars de 10x50.

Tal com va ser mesurada per l'astrònom soviètic O. N. Chudowitchera des de Pulkowo (esmentat per LH Aller, Glyn Jones i Vehrenberg), la porció brillant de la nebulosa aparentment s'està expandint a una velocitat de 6,8 minuts d'arc per segle, el que la fa arribar a una edat estimada de 3.000 a 4.000 anys, és a dir, que l'ejecció de l'embolcall probablement hauria estat observable en aquesta època (en realitat, va succeir abans, ja que la llum va haver de viatjar tota aquesta distància de potser 1.000 anys llum). La astrònoma va estimar que la distància era de solament uns 490 anys llum, una mica curta potser. Una altra estimació, feta per Burnham, va obtenir una velocitat d'expansió de 1,0 segon d'arc per segle, i una edat estimada de 48 mil anys. 

Clic a la imatge per engrandir

L'estrella central de M27 és força brillant, amb una magnitud de 13,5 i amb una temperatura d'uns 85.000 ºK (seria una sub-nana blavosa calent tipus O7, tal com és a la llista del Sky Catalogue 2000). K. M. Cudworth de l'Observatori de Yerkes va trobar que probablement tingui una tènue companya (de magnitud 17a) a 6,5 ​​minuts d'arc amb un angle de posició de 214º (Burnham).

Com succeeix amb la majoria de les nebuloses planetàries, la distància de M27 (i per tant la seva dimensió real i la seva lluminositat intrínseca) no és ben coneguda. Hynes dóna uns 800 anys llum, Kenneth Glyn Jones dóna 975, Malles/Kreimes l'estimen en 1.250, mentre que altres estimacions van des de 490 a 3.500 anys llum. Actualment, s'estan realitzant investigacions amb el Telescopi Espacial Hubble a l'efecte de determinar un valor més fiable i encertat de la seva distància.

Adoptant el nostre valor de 1.200 anys llum, la seva lluminositat intrínseca és unes 100 vegades més gran que la del Sol (magnitud absoluta -0,5), mentre que la de l'estrella és aproximadament de +6 (un terç de la del Sol), i la de la companya seria de +9 o + 9,5 (unes 100 vegades menys que la del Sol), totes elles en la porció visible de l'espectre electromagnètic.

Que la companya sigui tant brillant com la seva estrella, mostra que aquesta última emet principalment radiació altament energètica a la zona no visible de l'espectre, la qual és absorbida pel gas de la nebulosa, i re-emesa per la nebulosa, almenys en bona part, com a llum visible.

En realitat, com passa amb gairebé totes les nebuloses planetàries, la porció més gran de la llum visible s'emet en una única línia espectral, la de la llum verda a 5.007 àngstrom (vegeu la nostra descripció de les nebuloses planetàries).

Comparant imatges de la Nebulosa Dumbbell m 27, Leos Ondra ha descobert un estel variable situat als confins mateixos de la nebulosa, a la que va batejar com a Variable Rínxols d'Or. Aquesta variable pot ser vista en algunes de les nostres imatges, precisament en les obtingudes per Jack Newton, Peter Süterlin i (molt feble) a la fotografia INT de David Malin, així com en una de les imatges de John Sefick. Altres fotografies, com per exemple la d'aquesta pàgina, no mostren aquesta estrella, el que és prova de la seva variabilitat.

A uns 2 graus a l'oest de M27 es troba el poc conspicu cúmul obert NGC 6830, que conté unes 20 o 30 estrelles àmpliament disperses; aquest cúmul es troba a uns 5.500 anys llum de distància.




Crèdit la Imatge: NAOJ, Subaru Telescope



 

10/07/2019

Catàleg Charles Messier. Objecte M26





Descobert per Charles Messier el 1764.

Aquest cúmul no és tan enlluernador com el seu veí aparent, M11. El seu descobridor Charles Messier, que el va catalogar el 20 de juny de 1764, va arribar a percebre fins i tot que no era "distingible amb un telescopi de 3,5 peus (FL) i que necessitava un instrument millor".

De totes maneres, aquest és un dens i bell cúmul obert, les estrelles més brillants tenen magnitud 11.9 i són del tipus espectral B8. Burnham esmenta prop de 25 estrelles visibles amb binoculars de 6-8 polzades i al voltant d'altres 70 membres més pàl·lids. Malles/Kreimer en compten un total de 90. El seu diàmetre, de 22 anys llum apareix com 15 minuts d'arc a partir de 5.000 anys llum de distància. L'Sky Catalogue 2000.0 estima l'edat d'aquest cúmul en 89 milions d'anys.

Clic a la imatge per engrandir

Tal com esmenta Kenneth Glyn Jones; James Cuffey de l'Observatori Kirkwood, Universitat d'Indiana, va informar que un tret cridaner d'aquest cúmul és una zona ben definida, de baixa densitat estel·lar, en una regió de diàmetre 3'1, que encercla els voltants del nucli. En lloc de ser un "forat" real en la població d'estrelles, el més probable és que aquesta regió es vegi enfosquida per la matèria fosca interestel·lar.

M26 va ser catalogada del tipus Trumpler II 2 r (Trumpler), I 1 m (Sky Catalogue 2000) i II 3 m (Götz).


Crèdit de la imatge: F. Espenak - AstroPixels.com





La Nebulosa del Cranc observada per 5 telescopis

Podem veure reproduït en aquest vídeo l'explosió de la supernova que es va produir l'any 1054 a la constel·lació de Taure. Els terrícoles de l'època van veure un nou estel brillant dia i nit durant diversos mesos. Avui, les seves restes, anomenades Nebulosa del Cranc, continuen expandint-se. Aquí les podem veure observades per cinc grans instruments, treballant en diferents longituds d’ona, les imatges resultants son en fals color.

Els instruments utilitzats han estat el VLA conegut pels "profans" per haver aparegut a la pelicula Contact, el telescopi espacial Spitzer de la NASA, el Hubble, l'observatori de Raigs X de la ESA XMM-Newton i l'observatori espacial de raigs X Chandra de la NASA.


Ho he vist aquí

09/07/2019

La gravetat artificial de "2001, l'odissea de l'espai" esdevé realitat


Les estades llargues en ingravidesa o microgravetat afecten el cos humà. Una gravetat artificial seria una solució, però la seva implementació va quedar bloquejada per un pany que sembla haver donat pas per primera vegada, a obrir les portes a les escenes de 2001, l'odissea de l'espai.

A les pel·lícules de ciència-ficció, com ara Star Wars o Star Trek, sembla que l'absència de gravetat no existeix per als herois que es mouen en naus espacials com si visquessin a la Terra. Les acceleracions que han d’acompanyar salts en l’hiperespai o la transició a velocitats translúmiques tampoc no els afecten, tot i que és ben sabut que els pilots de combat tenen massa "g", en resum son un fals exemple.

Per tant, totes aquestes pel·lícules assumeixen que podem controlar la gravetat per reproduir allò existent al nostre planeta, o per frustrar els efectes de les acceleracions. Per contra, en moltes pel·lícules de SF, es poden veure clarament dispositius supressors de gravetat, una mena de generadors de gravetat. Això continua sent la ciència ficció pura i l'existència mateixa de generadors de gravetat o antigravetat, encara que sembla que no és gaire plausible fins al moment, tot i que el CERN ha llançat diversos experiments per ressaltar els efectes de l'antigravetat amb antimatèria.

 La famosa escena de gravetat artificial del 2001. © VirtualVisitor999

D'altra banda, en pel·lícules de ciència ficció "dures", com 2001, l'odissea de l'espai o interestel·lar, es mostra una forma de gravetat artificial que és bastant creïble. També es pot observar en estudis realitzats a principis dels anys setanta i imaginant aquelles gegantines colònies espacials a finals del segle XXI, situades als famosos punts de Lagrange . Un dels projectes més famosos és l'Stanford Torus. La idea és sempre la mateixa, un sistema de referència rotatiu que produeix forces centrífugues que, a causa del famós principi d’equivalència d’Einstein, són indistingibles localment de l’efecte d’acceleració produït per les forces gravitacionals. Hi ha una escena famosa a 2001, a on un dels astronautes, Frank Poole, corre en una centrífuga a bord del vaixell Discovery One, en ruta cap a Jupiter . Un altre mostra al professor Floyd a punt per entrar en una cabina rotativa que és un wc.

Una gravetat artificial contra l'atròfia muscular

De fet, la generació de la gravetat artificial d'aquesta manera, reproduint la gravetat de la Terra no és només d'interès pràctic sinó també d'interès mèdic. Com es mostra a les llargues estades en òrbita de cosmonautes, astronautes i taikonautes, l’estructura òssia i la massa muscular s’alteren per aquestes llargues estades, de manera que el cos esdevé fràgil, cosa que és un problema a l'hora de tornar a la Terra. Els exercicis físics estan ben practicats, però no resolen completament els problemes, problemes que anirien a més a les primeres missions marcianes.

Per què no hem posat en pràctica la idea de posar estacions espacials o llargues naus al sistema solar en rotació? Simplement perquè la rotació condueix a un fenomen desagradable quan el cap es mou . Els sensors de l'oïda interna transmeten a la informació del cervell que li fa creure, i dóna la sensació que la persona està caient! Aquest problema havia desanimat els enginyers durant dècades.

Una presentació del treball dels investigadors de Boulder sobre la gravetat artificial.
© Universitat de Colorado Boulder

Però ara un equip de la Universitat de Boulder, liderat per l’enginyer aeroespacial Torin Clark, acaba de publicar un article a Journal of Vestibular Research dient que té una solució, almenys per a viatges a destinacions en particular a Mart. En aquest cas, s’haurien de tenir estructures molt grans per produir gravetat artificial, la qual cosa significa que la velocitat de rotació ha de ser important; la força centrífuga sobre un element de la roda giratòria és proporcional al radi d’aquesta roda pel quadrat de la velocitat de rotació, podem jugar amb aquestes dues variables per obtenir un resultat idèntic. Per tant, podríem limitar els efectes de la ingravidesa mitjançant la realització de sessions diàries d’unes hores com a màxim en una espècie de cabina giratòria que realitza unes quinze revolucions per minut.

El que van descobrir els investigadors va ser que un entrenament gradual, en una dotzena de sessions començant per un gir per minut fins assolir la velocitat de rotació desitjada per pas, va permetre, òbviament, que el cervell s'acostés a això. Cada pas ha de ser de durada suficient per que al final d’un increment de velocitat, la sensació de vertigen i caiguda desaparegui. Es pot arribar a les 17 revolucions per minut sense cap problema, que és molt més gran que el que es creia que era el límit de l’acceptable anteriorment.

Tot indica que aquest no és el límit últim, sinó que queda verificar que l’efecte del entrenament és sostingut i definir quin seria el límit sota l’efecte de la gravetat artificial, prou suficient per contrarestar els problemes produïts per la ingravidesa durant molt de temps.

Per saber-ne més
Els viatges llargs al sistema solar, per exemple a Mart o les llargues estades a les colònies espacials, han de tenir en compte els efectes de la ingravidesa sobre el cos humà; debiliten l'esquelet i provoquen atròfia muscular.

Lluitar contra aquest problema es va considerar fa molt de temps rotant artefactes habitats per generar una gravetat artificial comparable a la de la Terra. Però el desenvolupament d’aquesta idea havia trobat un obstacle: efectes adversos a l’oïda interna dels habitants d’aquests artefactes. Una estratègia d’adaptació progressiva sembla possible avui, obrint les portes a les escenes de 2001 l’odissea espacial

Els viatges llargs al sistema solar, per exemple a Mart o les llargues estades a les colònies espacials, han de tenir en compte els efectes de la ingravidesa sobre el cos humà. Debiliten l'esquelet i provoquen atròfia muscular.

Lluitar contra aquest problema es va considerar fa molt de temps rotant artefactes habitats per generar una gravetat artificial comparable a la de la Terra. Però el desenvolupament d’aquesta idea havia trobat un obstacle: efectes adversos a l’oïda interna dels habitants d’aquests artefactes.

Una estratègia d’adaptació progressiva sembla possible avui, obrint les portes a les escenes del 2001, l’odissea de l'espai.


Catàleg Charles Messier. Objecte M25






Descobert al 1745-1746 per Philippe Loys de Chéseaux.

Encara que és un cúmul destacat, fins i tot en telescopis molt petits o en binoculars, M25 només ha obtingut un nombre IC. Això es deu a raons desconegudes, John Herschel no el va incloure en la seva General Catalog, encara que havia estat observat per d'Chéseaux en 1745-46, per Charles Messier en 1764 (qui ho va agregar al seu catàleg el 20 de juny de 1764), va ser afegit al catàleg de 1777 de Johann Elert Bode, a més de ser observat per William Herschel (1783), per l'Almirall Smyth (1836) i pel reverend Thomas William Webb (1859). Segons Kenneth Glyn Jones, va ser redescobert finalment per Julius Schmidt (1825-1884) en 1866, però el present autor no va poder verificar aquest presumpte redescobriment, tot i els estudis, per exemple, de la revista alemanya Astronomische Nachrichten d'aquells anys. Eventualment, M25 va ser agregat al segon Index Catalog de J.L.E. Dreyer en 1908, basant-se en observacions fotogràfiques i usant una posició obtinguda per Solon Irving Bailey (1854-1931), publicada Bailey (1908).

Dos gegants de tipus espectral M i dos de tipus G poden ser trobades en aquest cúmul, on les gegantes de tipus G sembla que són membres reals (les M no). A més conté a l'estrella variable U Sagittarii de tipus Delta Cephei, que té un període de 6,74 dies, un període típic per aquestes estrelles variables "en el nostre barri", com indica Cecilia Payne-Gaposhkin. Va ser descoberta per J.B. Irwin el 1956, la seva membresía va ser confirmada mitjançant mesuraments de la seva velocitat radial conduïdes per M.W. Feast de l'Observatori Radcliffs (la velocitat radial comú dels membres d'aquest cúmul és de +4 quilòmetres per segon).

La presència de l'estrella Delta Cephei és consistent amb el fet que aquest no és un cúmul molt jove, la seva edat pot ser aproximadament 90 milions d'anys (l'Sky Catalog 2000 calcula 89 milions). A més, ja que la distància de M25 és ben coneguda usant altres mitjans, U Cephei pot ser usada com a punt de calibratge per a la famosa escala, anomenada escala de distància Cefeida, que s'utilitza per determinar la distància de galàxies properes. Un altre d'aquests casos és conegut: el dia l'estrella Delta Cephei anomenada U Normae en el cúmul obert NGC 6087.

Clic a la imatge per engrandir

Les fonts concorden inusualment bé en la distància d'aquest cúmul i la calculen en 2.000 anys llum aproximadament. Això fa que el seu diàmetre de 32 minuts d'arc correspongui a uns 19 anys llum. Archinal i Hynes (2003) calculen una distància lleugerament més gran, 2.300 anys llum, el que augmentaria l'extensió lineal de 32' a uns 21 anys llum, però aquests autors estimen un menor diàmetre angular de 26',  que llavors es correspondria a un diàmetre lineal de 17 anys llum.

Ake Wallenquist (1959), que va estimar el seu diàmetre en 34', va comptar 86 membres probables en aquest cúmul. Archinal / Hynes i el Deep Sky Field Guide donen el nombre molt més gran de 601 estrelles pertanyents al cúmul. Mentre que l'Sky Catalog 2000 li dóna un tipus Trumpler d'I, 2, p, Götz el classifica com I, 3, m, i Kenneth Glyn Jones indica el seu tipus Trumpler amb IV, 3, r. Ben diferents! Brent A. Archinal ho estima com III, 3, m (Archinal i Hynes 2003).



 

08/07/2019

Catàleg Charles Messier. Objecte M24


Núvol estel·lar de Sagitari, anomenat també Delle Caustiche. "Descobert" el 1794 per Charles Messier.

Clic a la imatge per engrandir


En la posició Nº 24 del seu catàleg, Charles Messier llista un gran objecte de 1,5 graus d'extensió, el qual va incloure el 20 de Juny de 1764, i el descriu com una "gran nebulositat en la qual hi ha moltes estrelles de diferents magnituds".

L'objecte número 24 de Messier no és un "veritable" objecte del cel profund, sinó un immens núvol estel·lar en la Via Làctia, un pseudo cúmul d'estrelles dispers per centenars d'anys llum a través de la línia de visió, percebudes a través de obertures en la pols interestel·lar. Formen una porció d'un braç espiral de la nostra galàxia. Aquest núvol és la taca brillant en la Via Làctia lleugerament sobre el centre de la nostra imatge, entre molts altres objectes del cel profund (cúmuls i nebuloses) es poden trobar 10 objectes Messier addicionals en aquesta imatge.

La pols interestel·lar generalment opaca la llum de les estrelles després d'aquest. Però la pols és discontinua. Per alguna raó desconeguda es concentra habitualment en núvols amb un ample de 25 anys llum: molts d'aquests núvols poden ser distingits clarament, projectats contra el núvol estel·lar. Típicament hi ha dos d'aquests núvols en una línia de visió perllongada per 1.000 anys llum a la Via Làctia. Però encara sobre els 30.000 anys llum cap a les regions centrals de la Galàxia pot haver-hi, i normalment hi ha, finestres més clares del que és normal en el medi interestel·lar. M24 és en efecte una d'aquestes finestres.

Aquestes finestres clares a través de la Galàxia tenen gran importància per a l'estudi de l'estructura galàctica, ja que fan possible l'estudi de regions distants que d'altra manera romandrien ocultes (després del Catalogue of the Universe 1979 de Murdin / Allen / Malin).

A.M. Clerke, el 1905, va comentar que aquest "petit núvol fosc (per a l'ull nu) a prop de Mu Sagittarii" era anomenada "Delle Caustiche" per Fr. Secchi,", per la peculiar distribució de les seves estrelles en rajos, arcs, corbes càustiques, i espirals entrellaçats". Alternativament, M24 també és anomenat "Núvol Estel·lar de Sagitari", o "Petit Núvol Estel·lar de Sagitari" (en contrast amb el "Gran" o "Extens Núvol Estel·lar de Sagitari" que es troba més cap al sud i consisteix en aquesta porció de la protuberància central de la nostra Galàxia que no es troba enfosquida per la pols en primer pla).

Encara que això és el que Messier va descobrir, és interessant que, dins d'aquest núvol estel·lar que pot ser visible amb facilitat per l'ull nu, hi ha un tènue cúmul obert, NGC 6603, de magnitud 11. Molts catàlegs donen el nombre Messier a aquest objecte, tot i la magnitud (entre 4,5 i 4,6), el diàmetre (1,5 graus) i la descripció donats per Messier d'una "gran nebulositat en la qual hi ha moltes estrelles de diferents magnituds", que concorden molt bé amb el núvol i no amb el cúmul.

Clic a la imatge per engrandir

Les estrelles, cúmuls i altres objectes de M24 formen una porció d'un braç espiral (el braç de Sagitari o Sagitari-Carina) que ocupa un espai de profunditat significativa, a una distància de 10.000 a 16.000 anys llum. Aquest objecte és probablement similar al núvol estel·lar NGC 206 a la nostra veïna galàctica, la Galàxia d'Andròmeda (M31).

NED relaciona a IC 4715 amb M24, tenint en compte un possible error de posició de +10 minuts a l'ascensió recta. La descripció IC* "núvol d'estrelles extremadament gran amb nebulositat", podria almenys concordar amb l'aparença d'M24.

E.E. Barnard ha catalogat dues regions fosques prominents (nebuloses fosques) en la porció nord del núvol estel·lar M24 amb els números 92 i 93 al seu catàleg de nebuloses fosques (veure Barnard 1913, Barnard 1919). A l'àrea del cel coberta pel núvol estel·lar, hi ha dos cúmuls llunyans menys destacats: Collinder 469 prop de l'extrem inferior dret de la nebulosa fosca Barnard 92, que s'assembla a un cometa (anomenada algunes vegades "Forat Negre"), i Markarian 38 o Biur 5 (per l'observatori de Biurakan) al sud de Barnard 93. Immediatament al sud del núvol estel·lar, separada per una banda fosca, es troba la nebulosa d'emissió IC 1283-1284, amb dos nebuloses de reflexió adjacents, NGC 6589 i NGC 6590, totes aquestes nebuloses associades amb el poc visible cúmul obert NGC 6595. a prop de l'extrem oest de M24, pot ser trobada la nebulosa planetària NGC 6567 de magnitud 12, amb diàmetre d'uns 8 minuts d'arc, és un objecte en primer pla a una distància propera als 4.000 anys llum. En la porció austral de M24, es troba una variable tipus Delta Cephei anomenada WZ Sagittarii; aquesta polsant estrella gegant varia en lluentor entre la magnitud 7,45 i la magnitud 8,53, i en tipus espectral entre F8 i K1, en un període de 21,849708 dies. Per a més objectes dins i prop del núvol estel·lar M24, i informació addicional d'aquests, vegeu la nostra llista.

En cels considerablement foscos, M24 és fàcilment localitzable a ull nu, sense ajuda, com el núvol estel·lar de la Via Làctia a la regió nord de Sagitari, per exemple "sobre" la distribució d'estrelles en forma de tetera i just al nord de Mu Sagittarii; en condicions menys favorables, una mínima ajuda visual ho confirma. L'ús de telescopis revela un vast nombre d'estrelles, distribuïdes en patrons interessants. NGC 6603 serà visible completament amb telescopis de 10,17 centímetres (4 polzades), i telescopis majors mostraran els altres cúmuls esmentats anteriorment. 

Crèdit de la imatge: The Two Micron All Sky Survey at IPAC

Per saber-ne més:

IC: Índex o llista de catàlegs astronòmics






04/07/2019

Venus a l'alba des de la EEI

L'astronauta de la NASA Christina Koch (@AstroChristina), des de l'Estació Espacial Internacional va fotografiar i va publicar aquesta imatge del planeta Venus a l'alba. La brillantor blava de l'atmosfera terrestre brilla mentre l'estació espacial orbita el nostre planeta.

Clic a la imatge per engrandir

 Aquesta va ser la considerada "imatge del dia" per la NASA el 18 de juny de 2019.


Crèdit de la imatge: NASA
Ho he vist aquí.