27/08/2019

Per què es fan bombolles al terra quan plou?


Avui dia de tempestes a la meva ciutat, i veient bombolles de pluja al terra, he pensat que era un bon dia per intentar explicar aquest fenomen natural; el perquè de las bombolles a terra alguns dies de pluja, com avui.

De vegades, al ploure, es formen bombolles en els tolls i llacunes en xocar les gotes de pluja amb la superfície de l'aigua. Segons la tradició popular això vol dir que seguirà plovent o que tornarà a ploure després d'un interval. El fenomen s'explica de la següent manera: La pluja és un producte de la condensació del vapor d'aigua que es troba a l'atmosfera. Quan les gotes són prou grans, ja no poden sostenir-se en l'aire i cauen a terra atretes per la força de la gravetat. En el seu recorregut dissolen les partícules gasoses que van trobant, és a dir, partícules dels gasos que formen l'atmosfera terrestre (nitrogen, oxigen, argó, neó, etc), els quals queden incorporats a les gotes, per dir-ho així. En arribar les gotes de pluja a terra o a un bassal d'aigua, que estan per descomptat a una temperatura més elevada, aquelles s'escalfen i desprenen els gasos que havien dissolt. Això dóna lloc, pel que fa a l'aigua, a aquestes bombolles tan curioses que la gent del camp observen tan sovint. Com més gran és la diferència de temperatura entre les gotes i l'aigua del sòl, més bombolles es produeixen.


Aquest procés obeeix a la anomenada Llei de Le Châtelier, segons la qual la solubilitat dels gasos en líquids és inversament proporcional a la temperatura, és a dir, com més fred és un líquid més quantitat de gas bull. Si en ocasions es produeixen moltes bombolles significa que les gotes que cauen estan molt més fredes que l'aigua dels tolls, per la qual cosa és indici que prosseguirà el procés de condensació en alçada i, per tant, la producció de pluja.


Heus aquí el perquè del nostre refrany: "Aigua de bombolla, tot lo món s'adolla".

25/08/2019

Catàleg Charles Messier. Objecte M40

Clic a la imatge per engrandir


Descoberta per Charles Messier el 1764.

Messier 40 (M40) és una de les tres "curiositats", o objectes inusuals, del catàleg d'en Messier. És un estel doble, que també va ser catalogat més tard com Winnecke 4 (WNC 4). El més probable és que sigui una estrella doble òptica, és a dir, una alineació fortuïta de dues estrelles independents a diferents distàncies.

Aquesta tènue estrella doble va ser trobada per Charles Messier quan estava buscant una nebulosa que va ser, erròniament, reportada per Johann Hevelius, observador del segle 17, en el seu veïnatge. D'acord amb la seva descripció en el seu catàleg, Messier no va veure cap nebulositat associada amb elles. Per tal com Messier havia mesurat la posició d'aquestes estrelles, els va assignar un nombre al seu catàleg.

Aquest fet ens dóna alguns suggeriments sobre com es va compilar aquest catàleg: Messier recollia posicions mentre estava catalogant els cúmuls estel·lars i nebuloses que podrien ser presos per cometes. M40 va ser aparentment l'últim que va registrar mentre estava ocupat en revisar els informes disponibles per a ell el 1764, de "nebuloses" prèviament registrades.

Comparant la descripció de Messier amb el cel, John Malles va observar l'estrella doble Winnecke 4 a la posició correcta (Malles 1966). Havia estat reobservada per Friedrich August Theodor Winnecke a l'Observatori Pulkovo en 1863. Les dues components són de magnituds 9,0 i 9,3, i la seva separació en el cel és aproximadament de 49 segons d'arc (segons Malles / Kreimer). FAT Winnecke el 1863, havia reportat un angle de posició de 88 graus, que semblava haver disminuït a 80 graus cap a 1966, i posteriorment a 77 graus el 1991. Va publicar el seu 'Doppelsternmessungen' (Mesuraments d'Estrelles Dobles), incloent 7 "noves" estrelles dobles (Winnecke 1869), i es refereix a la seva quarta "nova" com a estrella doble com Groombridge 1878.

Aquesta imatge va ser obtinguda per Evered Kreimer el 1966, en la mateixa
època en què John Malles la va identificar. Crèdit: SEDS

Per l'època del descobriment d'Winnecke, s'havia determinat la separació angular d'aquestes estrelles com 49,2', aquesta s'ha incrementat gradualment fins 51,7' el 1966, quan es va prendre la fotografia de Kreimer, i posteriorment fins a prop de 52,8' el 1991, com es va mesurar amb el satèl·lit Hipparcos. El Catàleg Índex del Observatori Lick llista l'espectre de la primària com G0, mentre SIMBAD les llista com A = HD 238.107, espectre G0 i B = HD 238.108, espectre F8. Brian Skiff dóna els seus espectres com K0III i G0V ( Skiff 2001 ).

Assumint que la primera és de la seqüència principal, hauria de tenir aproximadament la mateixa lluminositat que el Sol, el que ens permet fer una estimació de la seva distància: ha de ser de l'ordre d'uns 100 parsecs, o 300 anys llum.

Al març de 1998, Mike Feltz va comunicar a l'autor la seva avaluació de les dades obtingudes pel satèl·lit astronomètric de l'ESA Hipparcos per als components de la binària M40 o Winnecke 4. D'acord amb la seva anàlisi, s'ha mesurat la distància del component més brillant en 510 anys llum (corresponent a una paral·laxi de 6,4 mil·lisegons d'arc, i un "mòdul de distància, mM", d'aproximadament 6,0 (aquesta és la diferència entre les magnituds aparent i absoluta). La més tènue té un absurda paral·laxi negativa, el que freqüentment ocorre quan dues estrelles estan molt juntes en les dades del Hipparcos. A aquesta distància, l'estrella més brillant té magnitud visual absoluta de 3,0 prop de quatre vegades més lluminosa que el nostre sol.

L'estrella doble Messier 40 (Winnecke 4), juntament amb PGC 39934, NGC 4290
i NGC 4284. Crèdit: Wikisky

S'ha emprès una recent investigació de la naturalesa de M40 per part de Richard Nugent (2002 ); els seus resultats suporten la hipòtesi d'una estrella doble òptica, és a dir diferents distàncies de les dues estrelles: el moviment propi observat, mesurat com la separació i angle de posició, és consistent amb un franc moviment independent de les dues estrelles, una d'elles creuant entre nosaltres i l'altra. A partir dels tipus espectrals proveïts per Skiff (2001), estima les magnituds absolutes com M_v = +0,88 i +4,0, masses d'1,1 i 1,2 masses solars per als components primari (A) i secundari (B), i així deriva distàncies espectroscòpiques de 1900 +/- 750 i 550 +/- 230 anys llum, respectivament, la gran incertesa és deguda a les inexactituds en les observacions. Això indica que potser el component secundari, B, estigui molt més a prop nostre que el primari més brillant, A. Investigacions addicionals permetran confirmar o rebutjar aquests resultats preliminars. Aquests resultats preliminars van deixar bandess d'error incòmodament grans, de manera que la possibilitat que M40 formés un ampli binari físic es va mantenir. Aquesta suposició es va establir finalment a partir de les dades obtingudes durant la primera descàrrega de dades del satèl·lit astrométric Gaia (Lindegren et.al. 2016): Les dades d'Astrometria combinats de Hipparcos/Gaia han donat paral·laxis de 2,87 +/- 0,24 mil·lisegons per al component A (HD 238.107) i 7,13 +/- 0,24 mil·lisegons per al component B (HD 238.108), corresponents a distàncies de 350 +/- 30 pc (1140 +/- 100 li) i 140 +/- 6 pc (455 +/- 20 anys llum), respectivament (Merrifield et.al. 2016, 2016, disponible en línia).

La doble se situa a 16' NE de l'estrella 70 UMa de magnitud 5,7. Formen un triangle rectangle amb la tènue espiral barrada (tipus SBb), NGC 4290 (magnitud 12,5, diàmetre angular 2,5x1,9 minuts d'arc, allunyant-se a 2.885 km/s el que correspon a uns 125 milions d'anys llum de distància; un dels objectes més tènues que el present autor ha vist amb un 4 polzades -10 cm). Aquests objectes són ben visibles a la imatge del SEDS anterior.

Clic per engrandir. Crèdit de la imatge: Google-Sky Map

Malles i Kreimer assenyalen que, tot i que Messier 40 és sens dubte Winnecke 4, Hevelius ha observat una altra estrella, la doble de 5a magnitud 74 i 75 UMa, a més d'un grau de distància (RA 12:30.0, Dec +58:24 (2000.0)). 74 UMa (HR 4760, HD 108844) és de magnitud visual 5,40, tipus espectral A5e, 75 UMA (HR 4762, HD 108861) de magnitud 6,08v i tipus espectral G8 III-IV. Formen una àmplia estrella doble òptica separades més de 20' i amb diferents moviments propis i velocitats radials. Històricament, s'han donat diverses posicions per a diverses accions que concerneixen M40:

• Hevelius (1660): RA 12:28, Dec +58:44 (1950.0), RA 12:30, Dec +58:27 (2000.0)
• Messier (1764): RA 12:20, Dec +58:22 (1950.0), RA 12:22, Dec +58:05 (2000.0)
• Flammarion (1919): RA 12:22, Dec +57:50 (1950.0), RA 12:24, Dec +57:33 (2000.0)
• Becvar (1964): RA 12:33, Dec +58:30 (1950.0), RA 12:35, Dec +58:13 (2000.0)

Aquestes posicions, a part de la de Messier i potser la d'Hevelius, són erronies o apunten a diferents objectes.

Algunes versions impreses del catàleg de Messier ometen M40 com a objecte "fosc", menyspreant la seva realitat al cel.








Va de Star Trek

Ja s'acaben les vacances per a la majoria, us porto un acudit trobat a les xarxes socials que he trobat en versió castellana, l'he "tunejat" traduint-lo al català, per donar a entendre millor el sentit, espero que us arrenqui al menys un somriure.

Bona tornada a la feina.

 
Clic per engrandir

Preparant la EEI per rebre els nous vehicles de transport de Boeing i SpaceX

El logo del programa Artemis fa el seu debut a l'espai.

Durant una caminada espacial fora de l'Estació Espacial Internacional el 22 d'agost, l'astronauta Nick Hague va estrenar el logo del programa Artemis a l'espai. Hague i el seu company de tripulació Andrew Morgan van instal·lar el segon Adaptador de Acoblament Internacional al complex per permetre que naus espacials comercials de Boeing i SpaceX transportin astronautes a l'estació.

Clic per engrandir. Crèdit: NASA 

El treball que s'està duent a terme ara està aplanant el camí per al futur. Anem a la Lluna per quedar-nos-hi, l'any 2024. El programa d'exploració lunar Artemis de la NASA enviarà a la primera dona i a un altre home a la superfície de la Lluna d'aquí a cinc anys, i es prepararà per a l'exploració humana de Mart.

Clic per engrandir. Crèdit: NASA
Clic per engrandir. Crèdit SpaceX

Per a més informació sobre els plans d'exploració de Lluna a Mart de la NASA, feu clic aquí.


Ho he vist aquí.

24/08/2019

Què és Artemis?


La NASA s'ha compromès a aterrar astronautes nord-americans, incloent la primera dona i un home, a la Lluna per a l'any 2024. A través del programa d'exploració lunar Artemis de l'agència, s'utilitzaran noves i innovadores tecnologies i sistemes per a explorar més de la Lluna que mai. Col·laborant amb els seus socis comercials i internacionals per establir missions sostenibles pel 2028. I després farem servir el que aprenguem de i al voltant de la Lluna per donar el següent salt gegant: enviar astronautes a Mart.

Per què anar a la Lluna?

Segons la NASA amb el programa Artemis volen:
  • Demostrar noves tecnologies, capacitats i enfocaments de negocis necessaris per a l'exploració futura, incloent Mart.
  • Establir el lideratge nord-americà i una presència estratègica a la Lluna mentre expandim el nostre impacte econòmic global en els Estats Units.
  • Ampliar les nostres associacions comercials i internacionals.
  • Inspirar a una nova generació i fomentar les carreres en STEM.
Clic per engrandir. Imatge artística del coet del Sistema de Llançament Espacial i
de la càpsula Orió preparats per al llançament. Crèdit: NASA

 Com  hi arribaran?

El nou i poderós coet de la NASA, el Sistema de Llançament Espacial (SLS, per les sigles en anglès), enviarà astronautes a bord de la nau espacial Orió un quart de milió de milles des de la Terra fins a l'òrbita de la Lluna. Els astronautes atracaran Orió al Gateway, on viuran i treballaran al voltant de la Lluna. La tripulació realitzarà expedicions des del Gateway a la superfície de la Lluna en un nou sistema d'allunatge per humans abans de tornar al seu lloc orbital. La tripulació tornarà a la Terra a bord de l'Orió.

 Clic per engrandir. Imatge conceptual del Gateway. Crèdit NASA

Quan hi arribaran?

Abans del retorn humà, enviaran un seguit d'instruments científics i demostracions de tecnologia a la superfície de la Lluna mitjançant lliuraments comercials al nostre satèl·lit.

La NASA enviarà dues missions al voltant de la Lluna per provar els seus sistemes d'exploració de l'espai profund. La NASA està treballant per llançar Artemis 1 el 2020, un vol no tripulat per provar la nau espacial SLS i Orió juntes. Artemis 2, el primer vol de SLS i Orió amb tripulació, serà llançat el 2022. La NASA aterrarà astronautes a la Lluna el 2024 en la missió Artemis 3 i aproximadament un cop l'any a partir de llavors.

Què hi faran allà?

Mentre que Mart continua sent per la NASA l'objectiu a l'horitzó, han posat les seves mires primer a explorar tota la superfície de la Lluna amb exploradors humans i robòtics. Enviaran astronautes a nous llocs, començant pel Pol Sud de la Lluna. A la Lluna, tenen previst fer:
  • Trobar i utilitzar l'aigua i altres recursos crítics necessaris per a l'exploració a llarg termini.
  • Investigar els misteris de la Lluna i aprendre més sobre el nostre planeta i l'univers.
  • Aprendre a viure i operar en la superfície d'un altre cos celeste on els astronautes estan a només tres dies de casa.
  • Demostrar les tecnologies que necessitem abans d'enviar astronautes en missions a Mart, que poden durar fins a tres anys, comptant l'anada i tornada.
Clic per engrandir. Crèdit: NASA

Anar cap endavant a la Lluna serà un moment brillant per a la nostra generació. Aquest moment et pertanyerà a tu, a la generació Artemis!. Esteu preparats?

D'on ve el nom d'Artemis?

D'Artemisa, que era la germana bessona d'Apol·lo i deessa de la Lluna en la mitologia grega. Ara, ella personifica el nostre camí a la Lluna com el nom del programa de la NASA per tornar als astronautes a la superfície de la Lluna l'any 2024, incloent a la primera dona i un altre home. Quan aterrin, els nostres astronautes posaran un peu a on cap humà hi ha estat abans: el Pol Sud de la Lluna.

Anem a la Lluna, a quedar-nos-hi l'any 2024, i així és com ho farem. Un agraïment
especial a William Shatner per prestar la seva veu a aquest projecte.
Per saber més sobre els plans de Lluna a Mart de la NASA, feu un clic aquí. Crèdit: NASA


Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M39

Clic a la imatge per engrandir


Descobert per Charles Messier el 1764.

M39 és un cúmul obert molt gran però poc dens, situat uns 9 graus a l'est i una mica al nord de Deneb (Alpha Cygni). La seva distància és d'uns 800 anys llum i té una edat intermèdia (estimada entre 230 i 300 milions d'anys). S'ha comprovat que existeixen 30 estrelles dins d'un volum de prop de 7 anys llum de diàmetre. La seva magnitud aparent visual és de 4.6 (segons Sky Catalogue 2000.0 o Uranometria 2000) que es correspon amb una magnitud absoluta de -2,5, o una lluminositat intrínseca de 830 sols. Kenneth Glyn Jones dóna la seva magnitud aparent com només 5.2, mentre que Don Machholz l'ha estimat en 5.4, d'acord amb les estimacions esmentades per Malles/Kreimer, els qui també van esmentar l'estimat de DF Gray d'una magnitud aparent de 6.0.

 La magnitud de l'estrella més brillant de M39 és de 6.83 visual i té un espectre del tipus A0. Es va trobar que totes les estrelles eren estrelles de la seqüència principal en el diagrama de Magnitud de Color (CMD), o Diagrama Hertzsprung-Russell (HRD), amb les estrelles més brillants aparentment just abans del punt d'evolució cap a la fase de gegantes vermelles. L'Sky Catalogue 2000.0 ofereix un estimat d'edat de 270 milions d'anys per a aquest cúmul, això és intermedi entre les dues determinacions esmentades per Kenneth Glyn Jones de 300 milions d'anys per Lohmann i 230 milions per Van Hoerner. M39 s'aproxima a nosaltres a 28 quilòmetres per segon; el seu moviment correcte va ser donat com 0.024" per any en la direcció de l'angle de posició de 222 graus (per EG  Ebbighausen 1940, segons Burnham).

Woldemar Götz atorga el tipus Trumpler d'aquest cúmul com III,2,m: desenganxades del camp circumdant però no concentrades cap al centre, les estrelles són d'un rang moderat de brillantor i moderadament abundants (entre 50 i 100 membres). L'Sky Catalogue 2000.0 indica III,2,p (és a dir, "pobre", menys de 50 estrelles en el grup).

Mentre que Kenneth Glyn Jones considera a M39 com un dels descobriments originals de Charles Messier, catalogats per ell el 24 d'Octubre del 1764, Burnham reclama que el seu descobriment "és generalment acreditat a Le Gentil en 1750, però P. Doig (1925) repeteix una declaració realitzada per JE Gore que aquest cúmul ja va ser esmentat per Aristòtil com un comentari d'un objecte aparegut al voltant del 325 a. C. "Kenneth Glyn Jones considera la identificació de l'observació de Le Gentil (feta per Bigourdan) com "altament dubtosa".

Aquest cúmul s'observa millor amb augment reduït a causa de la seva grandària angular considerable de 32 minuts d'arc, més que la Lluna. Sota bones condicions, pot arribar a veure a simple vista. Es veu molt bé amb binoculars de teatre i binoculars de poc augment, com un objecte nebulós, amb resolució de 7x50, perfecte a pocs augments, on es pot veure la seva forma: Un triangle equilàter amb una estrella brillant a cada cantonada, el costat alineat cap al sud cap a l'Est-Oest: amb un estel de 9a magnitud en el seu cantó Nord i una de 7a magnitud en cadascuna de les cantonades SE i SO. Dins es troben unes 25 estrelles més febles. Moltes de les seves estrelles estan agrupades per parelles. El cúmul és impressionant i no obstant la seva escampadissa, està ben definit i separat com un camp ric en estrelles de la Via Làctia. Amb majors augments cobreix més camp i es torna menys impressionant.

Clic per engrandir. Crèdit Google-Sky Map

M39 no és difícil de localitzar: Des de Deneb (Alpha Cygni) localitzi primer Rho Cygni, un estel de 4a magnitud que es troba a 9 graus a l'Est, possiblement a la meitat de Zeta Cygni. La M39 és a 3 graus N i ¼ grau O. També es troba a 2 ½ graus Oest i 1 grau Sud Pi2 Cygni de magnitud aparent 4.5.

Per saber més de M39 (anglès)

Observacions Històriques i Descripcions de M39
Més imatges de M39
Imatges de M39 d'Aficionats
WEBDA pàgina del cúmul M39
SIMBAD Dades de M39
NED Dades de M39
Publicacions sobre M39 (NASA ADS)
Informes d'Observació per M39 (IAAC Netastrocatalog)







23/08/2019

Ara fa 30 anys: L'històric sobrevol de la Voyager 2 a Neptú

Clic a la imatge per engrandir.  Aquesta foto de Neptú va ser presa per la Voyager 2
menys de cinc dies abans que la sonda fes la màxima aproximació al planeta el 25 d'agost de 1989.
La imatge mostra la "Gran Taca Fosca", una tempesta en l'atmosfera de Neptú, i la brillant taca
de color blau clar de núvols que acompanya la tempesta. Crèdit: NASA/JPL-Caltech

Clic a la imatge per engrandir.  Aquest mosaic de color global mostra la lluna més gran de Neptú, Tritó.
El gel de metà de color rosat pot formar un casquet polar massiu en la superfície de la lluna,
mentre que es creu que les vetes fosques que cobreixen aquest gel són pols dipositada
d'enormes plomes semblants a guèisers que erupcionen des de la superfície
de Tritó. Crèdit: NASA/JPL-Caltech

Fa trenta anys, el 25 d’agost de 1989, la nau Voyager 2 de la NASA va fer un sobrevol proper de Neptú, donant a la humanitat un primer primer pla del vuitè planeta del nostre sistema solar. Marcant el final del gran recorregut de la missió Voyager pels quatre planetes gegants del sistema solar; Júpiter, Saturn, Urà i Neptú, que també va ser el darrer: cap altra nau espacial ha visitat Neptú des de llavors.

"El programa planetari Voyager va ser realment una oportunitat per mostrar al públic de què es tracta la ciència", va dir Ed Stone, científic del projecte del Voyager des del 1975. "Cada dia apreníem alguna cosa nova".

Ampliat amb bandes de núvols de color verd-blavós i cobalt, el planeta que va revelar Voyager 2 semblava un germà de color blau de Júpiter i Saturn, el color blau indica la presència de metà. Una enorme tempesta de color pissarra va ser batejada amb el nom de "Gran Punt Fosc", semblant a la Gran Taca Vermella de Júpiter. A la missió es van descobrir sis noves llunes i quatre anells.
 

Clic a la imatge per engrandir. Voyager 2 va prendre aquestes dues imatges dels anells
de Neptú el 26 d'agost de 1989, just després de l'aproximació més propera de la sonda al planeta.
Els dos anells principals de Neptú són clarament visibles; es poden veure dos anells més febles
amb l'ajut de llargues estones d'exposició i la il·luminació del sol. Crèdit: NASA / JPL-Caltech

Durant la trobada, l'equip d'enginyeria va canviar acuradament la direcció i la velocitat de la sonda de manera que pogués fer un volt proper a la lluna més gran del planeta, Tritó. El vol va mostrar evidències de superfícies geològiques joves i de guèisers actius que dirigien material cap al cel. Això indicava que Tritó no era simplement una bola sòlida de gel, tot i que tenia la temperatura superficial més baixa de qualsevol cos natural observada per Voyager: -391 graus Fahrenheit (-235 graus centígrads).

La conclusió del vol de Neptú va marcar el començament de la Missió Interstellar Voyager, que continua avui, 42 anys després del llançament. Voyager 2 i el seu bessó, Voyager 1 (que també havien volat per Júpiter i Saturn), continuen enviant informes des dels extrems del nostre sistema solar. En el moment de la trobada de Neptú, Voyager 2 es trobava a uns 4.700 milions de quilòmetres de la Terra; avui en dia es troba a 11.000 milions de quilòmetres. El Voyager 1 que es mou més ràpidament es troba a 21.000 milions de quilòmetres de la Terra.

Arribar-hi

Quan la Voyager 2 va arribar a Neptú, l'equip de la missió Voyager havia finalitzat cinc trobades planetàries. Però el gran planeta blau encara plantejava reptes únics.

A unes 30 vegades més lluny del Sol que la Terra, el gegant gelat només rep aproximadament 0,001 vegades la quantitat de llum solar que rep la Terra. Amb una llum tan baixa, la càmera Voyager 2 requeria exposicions més llargues per obtenir imatges de qualitat. Però a causa que la nau espacial assoliria una velocitat màxima d’unes 60.000 mph (90.000 km/h) respecte a la Terra, un llarg temps d’exposició faria que la imatge es difuminés. (Imagineu que intenteu fer una foto d’un cartell de carretera des de la finestra d’un cotxe ràpid.)

Així l'equip va programar els propulsors de Voyager 2 per disparar suaument durant l'aproximació propera, girant la nau espacial per mantenir la càmera enfocada al seu objectiu sense que s'interrompis la velocitat i la direcció general de la nau espacial.

La gran distància de la sonda també significava que, quan els senyals de ràdio de la Voyager 2 arribaven a la Terra, eren més febles que els d'altres sobrevols. Però la nau espacial tenia l'avantatge del temps: els Voyagers es comuniquen amb la Terra a través de la Deep Space Network o DSN, que utilitza antenes de ràdio situades en llocs de Madrid, Espanya; Canberra, Austràlia; i Goldstone, Califòrnia. Durant la trobada Urà de Voyager 2 el 1986, les tres antenes DSN més grans tenien una amplada de 64 metres. Per ajudar a la trobada de Neptú, el DSN va ampliar els plats a 70 metres. També van incloure antenes properes que no fossin DSN per recopilar dades, inclòs un altre plat de 64 metres a Parkes, Austràlia i múltiples antenes de 25 metres (82 peus) al Very Large Array (VLA) de Nou Mèxic.

Camp del VLA. Clic per engrandir. Crèdit NRAO

L’esforç va aconseguir que els enginyers poguessin escoltar a Voyager fort i clar. També va augmentar la quantitat de dades que es podrien enviar a la Terra en un període determinat, permetent a la nau espacial enviar més imatges del vol. 

Estar-si

La setmana que va tenir lloc la trobada propera a l'agost de 1989, l'ambient va ser elèctric al Jet Propulsion Laboratory de la NASA, a Pasadena, Califòrnia, que gestiona la missió Voyager. Com les imatges preses per Voyager 2 durant el seu enfocament de Neptú feien el viatge en quatre hores a la Terra, els membres de l’equip de Voyager s’amuntegaven al voltant d’uns monitors d’ordinador repartits pel laboratori per veure’ls.

"Una de les coses que va fer que les trobades planetàries de Voyager fossin diferents de les missions actuals és que no hi havia internet que hagués permès a tot l'equip i al món sencer veure les imatges alhora", va dir Stone. "Les imatges estaven disponibles en temps real en un nombre limitat d'ubicacions".

Però l’equip es va comprometre a donar les actualitzacions al públic el més ràpidament possible, de manera que, del 21 al 29 d’agost, compartirien els seus descobriments amb el món durant les conferències de premsa diàries. El 24 d'agost, un programa anomenat "Voyager All Night" va emetre actualitzacions periòdiques de la trobada més propera de la sonda amb el planeta, que va tenir lloc a les 4:00 GMT (21:00 h a Califòrnia del 24 d'agost).

L’endemà al matí, el vicepresident Dan Quayle va visitar el laboratori per felicitar l’equip Voyager. Aquella nit, Chuck Berry, la cançó de la qual "Johnny B. Goode" es va incloure al disc d'or que va volar amb els dos Voyagers, va interpretar en la celebració de la gesta de JPL.

 Clic per engrandir. Chuck Berry (esquerra) i Carl Sagan (a la dreta) a la celebració
del sobrevol de la Voyager 2 a Neptú l'agost de 1989. Crèdit: NASA/ JPL-Caltech

Per descomptat, els èxits del es Voyager s’estenen molt més enllà d’aquella història històrica de fa tres dècades. Ambdues sondes han entrat ara a l’espai interestel·lar després d’haver sortit de l’heliosfera; la bombolla protectora al voltant dels planetes creada per un flux d’alta velocitat de partícules i camps magnètics llançats cap a fora pel nostre Sol.

Ara informen de nou a la Terra sobre el "clima" i les condicions d'aquesta regió farcides de les deixalles de les estrelles que van explotar en un altre lloc de la nostra galàxia. Han fet un tènue primer pas de la humanitat a l’oceà còsmic on no han volat altres sondes operatives.

Les dades de Voyager també complementen altres missions, com ara l'Interstellar Boundary Explorer (IBEX) de la NASA, que detecta de forma remota aquell límit on les partícules del nostre Sol xoquen amb material de la resta de la galàxia. I la NASA està preparant la sonda de cartografia i acceleració interestel·lar (IMAP), que s’hauria de llançar al 2024, per aprofitar les observacions de Voyager. 

Les Voyager remeten les troballes a les antenes DSN amb emissors de 13 watts, amb prou potència per fer funcionar una bombeta de refrigerador.

"Cada dia viatgen per algun lloc que les sondes humanes no han estat mai abans", va dir Stone. "Quaranta-dos anys després del llançament i continuen explorant".

Per saber-ne més:
- Per obtenir més informació sobre la visita de la missió Voyager feu un clic aquí.

- Per a més imatges de Neptú preses per la Voyager 2 feu un clic aquí.

 Autora de l'article: Calla Cofield, Media Relations JPL
Ho he vist aquí

22/08/2019

Catàleg Charles Messier. Objecte M38

Clic per engrandir

Descobert per Giovanni Batista Hodierna abans de 1654.

Situat a 2.5 graus al nord-oest de M36, aquest cúmul va ser discretament descobert per Hodierna abans de 1654, i independentment d'aquest el va redescobrir Le Gentil el 1749. Charles Messier el va incloure al seu catàleg el 25 de setembre de 1764.

Els seus brillants estels tracen una forma semblant a la lletra grega Pi, o fins i tot (segons Webb) a una "creu obliqua". A una distància de 4.200 anys llum, el seu diàmetre angular d'aproximadament 20º, es correspon a 25 anys llum, similars a les del seu veí més distant M37. Amb una edat mitjana (al voltant de 220 milions d'anys segons el Sky Catalog 2000), conté a una geganta groga de magnitud 7.9 i de tipus espectral G0 com el seu membre més brillant, que es correspon a una magnitud absoluta de -1.5 o a una lluminositat de 900 sols. Com a comparació nostre sol brillaria tan feblement com un estel de magnitud 15.3 des de la distància de M38!.

Kenneth Glyn Jones indica una distància notablement més petita de només 2.750 anys llum. Finalment totes les fonts estan d'acord en atorgar a M38 la classe Trumpler II, 2, r.

Crèdit: Google-Sky Map



Fedor, el robot humanoide rus s'ha enlairat cap a l'EEI

Fedor o Fiodor, el primer robot humanoide rus, ha estat llançat avui dijous a bord del coet Soyuz destinat a l'Estació Espacial Internacional (EEI). Rússia ho considera com una prova per saber utilitzar màquines similars per explorar i conquerir espais llunyans.

Clic per engrandir

Rússia ha llançat avui dijous el coet que portava el primer robot humanoide a l'Estació Espacial Internacional (ISS-EEI). Fyodor, o Fedor, porta el número d'identificació Skybot F850 i ha estat llançat a bord d'un coet Soyuz a les 06.38 hora de Moscou (03.38 GMT) del Cosmòdrom rus de Baikonur a Kazakhstan. Ha d’arribar a l’EEI el dissabte i quedar-s’hi durant deu dies, fins al 7 de setembre. "Ha desaparegut, ha desaparegut", va dir el robot en el moment del llançament, segons les imatges emeses a la televisió, en una aparent referència i picada d'ull a les paraules pronunciades per Yuri Gagarin quan va realitzar el primer vol d'un home a l’espai el 1961.

Fyodor és un nom rus, però la seva transcripció en anglès, Fedor, també és l’acrònim de "Final Experimental Demonstration Object Research" (que es pot traduir com a Investigació Experimental Final sobre Objectes de Demostració Experimental). El robot té un cos antropomòrfic platejat, 1,80 metres d’alçada i pesa 160 quilos. Feodor té comptes a les xarxes socials d’Instagram i Twitter, que detallen la seva vida diària, per exemple quan aprèn a obrir una ampolla d’aigua.

El robot antropomòrfic Skybot F-850 felicita els russos Pel dia de la bandera de l'estat de la Federació Russa.
Vídeo proporcionat per Russia-24 Channel. Crèdit: Roscosmos Media

Un cop a bord de l’EEI, el robot realitzarà diverses tasques sota la supervisió del cosmonauta rus Alexander Skvortsov, que es va incorporar a l’equip de l’Estació Espacial Internacional el mes passat, segons l’agència de notícies RIA Novosti. Posarà a prova les seves habilitats en condicions de gravetat molt baixa. Les seves principals habilitats són imitar moviments humans, cosa que significa que podria ajudar als astronautes o realitzar les seves tasques.

"Realitzarà cinc o sis tasques que siguin secretes", va dir dimecres Yevgeny Dudorov, el cap de l'empresa que va dissenyar Fiodor, citat per la mateixa font. "Les seves operacions el portaran a utilitzar un tornavís o claus", no obstant va dir Alexander Blochenko, director de programes prometedors de l'Agència Espacial Russa, Roscosmos, en una entrevista amb el diari Rossïiskaïa Gazeta.

El robot cosmonauta rus Skybot F-850, alias Fyodor, el 26 de juliol del 2019. © Agència espacial Roscosmos, AFP

Missions arriscades per conquerir l'espai profund

Feodor no és el primer robot a volar cap al cosmos. El 2011, la NASA va enviar a l’espai un robot humanoide anomenat Robonaut 2, desenvolupat en cooperació amb General Motors, amb el mateix objectiu de treballar en un entorn d’alt risc. Va tornar a la Terra el 2018 per problemes tècnics. El 2013, el Japó va enviar un petit robot anomenat Kirobo a l'espai, juntament amb el primer comandant japonès de la ISS, Koichi Wakata. Kirobo va ser desenvolupat amb Toyota, però només en japonès.

Més enllà d’aquesta única missió, les autoritats russes, que consideren la conquesta espacial com una qüestió estratègica, no amaguen les seves ambicions per Fyodor i els seus futurs germans petits. "Aquestes màquines podrien realitzar operacions perilloses com les passejades espacials", va explicar Alexander Blochenko, director de programes prometedors de l'Agència Espacial Russa (Roscosmos), a l'agència de notícies RIA Novosti.

Rússia, sola a la pista per enviar homes a l’EEI

El molt patriòtic director de Roscosmos, Dmitry Rogozin, va mostrar a l'agost fotografies de Fyodor al president rus Vladimir Putin, presentant el robot com un "ajudant" de la tripulació de l'EEI. "En el futur, comptem amb aquesta màquina per conquerir l'espai profund", va dir en la reunió. La conquesta de l’espai ha estat font d’immens orgull des del període soviètic, però ha sofert greus dificultats després del col·lapse de la Unió Soviètica. Malgrat les ambicions ambicioses del Kremlin en el sector espacial recentment, el sector ha encadenat en els darrers anys humiliant accidents i escàndols de corrupció. Rússia segueix sent l’únic capaç d’enviar els humans a l’EEI.

Més detalls:
Fedor és un robot rus antropomòrfic enviat a bord de l'Estació Espacial Internacional. La càpsula Soyuz és llançada per una nova versió del llançador Soyuz. Per a aquesta primera missió, es va decidir volar sense cap cosmonauta. 

 


Ho he vist aquí.

Observada la primera supernova productora d'antimatèria

Clic a la imatge per engrandir

Algunes supernoves molt brillants podrien provenir de la creació de parells de partícules i antipartícules. Un grup d’astrofísics creu que han observat el primer exemple indiscutible d’aquest tipus d’explosió d’estrelles amb antimatèria: SN 2016iet.

Fa gairebé 50 anys, diversos astrofísics teòrics predeien que algunes estrelles eren inestables a causa d’un fenomen ben descrit per les equacions electrodinàmiques quàntiques. En efecte, amb un parell de fotons gamma suficientment energètics, un càlcul realitzat amb l’ajuda dels famosos diagrames de Feynman, molt coneguts pels especialistes de la física d’alta energia, indica que es poden crear parells de partícules i antipartícules.

En el cas d'una estrella molt massiva que supera les 100 masses solars, molts dels fotons produïts per les reaccions termonuclears al cor d'aquestes estrelles són del domini gamma. Tot i això, cadascun pot donar a llum un parell d’electrons-positrons si tenen prou energia. És bàsicament una conseqüència bastant simple de la fórmula d’Einstein, E=mc2, l’energia dels fotons que es converteix en la massa de les dues partícules.

Quan la creació de matèria i antimatèria segons aquest procés esdevé important, la pressió del flux de fotons gamma sobre les capes de l'estrella es converteix en insuficient per oposar-se a la seva contracció amb l'efecte de la seva pròpia gravetat, perquè una part de la radiació es converteix en un component que es comporta com una barreja de gasos a menor pressió. Tanmateix, aquesta mateixa contracció augmentarà la taxa de reaccions nuclears escalfant el cor de l’estrella. La producció de fotons gamma creadors d’ antimateria s’incrementarà encara més i el procés es converteix en inestable quan l’estrella conté almenys 130-140 masses solars (per sota, es produeixen oscil·lacions i l’estrella es fa polsant); s'accelera.

 Un diagrama que il·lustra l'estructura d'una estrella jove massiva, més de 100 vegades la massa del Sol,
com les estrelles de la primera generació, uns quants centenars de milions d'anys com a màxim
després del Big Bang. Com en totes les estrelles, la pressió de gas de partícules, nuclis,
electrons i fotons està normalment en equilibri amb la pressió causada per la gravetat de l'estrella.
Però en una estrella d'almenys 140 masses solars, els fotons gamma són tan energètics
(les línies ondulades del diagrama) que acaben creant parells d'electrons i positrons, i per tant, antimatèria.
© Nasa/CXC/M. Weiss. Clic a la imatge per engrandir.

La temperatura no pararà de pujar i en molt poc temps el cor de l’estrella, que conté una barreja de nuclis de carboni i oxigen, esclatarà a causa de les reaccions termonuclears que es produeixen en convertir el seu material en nuclis pesats. Després neix un nou tipus de supernova anomenada Pair Instability Supernovae (PISNe-Supernova de parelles d'inestabilitat) que no deixa cap estrella compacta al darrere (excepte possiblement un forat negre si l'estrella és prou massiva, és a dir probablement més enllà de 260 masses solar). L’explosió ha de superar la d’una supernova normal i ha d’anar acompanyada de la producció d’una gran quantitat de níquel radioactiu a més d’una gran quantitat de material expulsat.

Però compte, si l'estrella és d'alguna manera aniquilada, no és la producció d'antimateria la responsable, els positrons tampoc poden aniquilar els protons i els neutrons dels nuclis de l'estrella. És l’alè de l’explosió, l’ona de xoc produïda, que dispersa totalment la matèria de l’estel PISNe.

SN 2016iet: una supernova exòtica descoberta per GAIA

En els darrers anys, s’han detectat candidats a PISNe, però al final cap d’ells finalment ha convençut a la comunitat d’astrofísics. Sembla que això canviarà amb l’anunci fet per un equip d’investigadors principalment nord-americans a través d’un article publicat a The Astrophysical Journal i d’accés obert a arXiv .

Tot va començar el 14 de novembre de 2016, amb la detecció pel satèl·lit GAIA de l'ESA de la supernova catalogada amb el nom de SN 2016iet. Va mobilitzar ràpidament una bateria de telescopis i observadors, en particular el telescopi Gemini North a la part alta de Mauna Kea a Hawaii, així com el telescopi Magellan de l'observatori Las Campanas de Xile. 


Clic per engrandir. Imatge de SN 2016iet i la seva galàxia hoste més probable,
presa amb el telescopi de 6,5 metres a l’Observatori Las Campanas, el 9 de juliol del 2018.
© Gemini Observatory

SN 2016 ha resultar ser una supernova molt inusual, ja que la durada de la seva corba de llum era anormalment llarga i va trigar uns 800 dies abans que la seva brillantor baixés fins a la centèsima part de la que tenia al màxim. També es va produir una escassa emissió de radiació en la línia de l’hidrogen, que indicava una estrella força aïllada i una falta de signatures de la presència d’elements pesats. Al capdavall, eren signatures químiques molt curioses per a una supernova la distància de la qual a la Via Làctia (aproximadament mil milions d’anys llum) indicava que era intrínsecament molt lluminosa per ser tan brillant i, per tant, havia de provenir d’una estrella particularment massiva.

Segons els astrofísics, totes aquestes característiques s'interpreten molt bé si es troba en presència d'una supernova productora de parelles, que és un PISN real si l'estrella era prou massiva o, en el cas contrari, una variant que s’anomena PPISNe per apulsational pair-instability supernova, en anglès. En aquest darrer cas, hi ha efectivament una producció antimatèria i una reacció termonuclear desbocada, però l’explosió resultant només expulsa algunes desenes de masses solars, sense destruir l’estrella inicial que, per tant, potencialment no és suficient massiva perquè un PPISNe torni a passar.

Els investigadors encara estan una mica desconcertats pel fet que l'estrella estava més aviat aïllada, mentre que les estrelles que superen les 100 masses solars no neixen avui, i poques vegades, en cúmuls estel·lars. Antigament, aquests monstres gegants havien de ser els primers astres, però amb aquestes masses només poden viure uns quants milions d’anys com a màxim.

D’altra banda, esperàvem la formació d’aquestes estrelles gegants en un medi pobre d’elements metàl·lics, com diuen els astrofísics, que en el seu argot significa pobre en elements més enllà d’hidrogen i heli. Aquest medi es troba a les galàxies nanes que no han pogut evolucionar químicament de manera significativa per les seves característiques. Precisament, SN 2016iet es va formar a unes desenes de milers d’anys llum d’una galàxia com aquesta.

S’espera que la propera posada en funcionament de la LSST (sigles en anglès de Gran Telescopi de Rastreig Sinòptic) detecti més candidates a supernoves i candidates a supernoves productores de parells. La seva existència, que també assenyala la de estrelles massives, es basarà aleshores en fonaments encara més sòlids.

Per saber-ne més:
Quan una estrella arriba al voltant de 100 masses solars, la seva temperatura és tan alta que les reaccions de fusió termonuclears produeixen fotons gamma capaços de materialitzar parells d’electrons i positrons.

Aquesta producció d’antimateria pot provocar una reacció de fusió.

Entre 100 i 130-140 masses solars, l'estrella pot començar a polsar fent explosions de supernova sense destruir l'estrella, només expulsant desenes de masses solars.

Més enllà de les masses solars de 130 a 140, la supernova productora de parells es converteix en una Supernova d’inestabilitat de parella (PISNe), i la explosió de la seva explosió la destrueix completament.

El primer cas sòlid de supernova de producció de parells- PISNE o PPISNe si l'estrella es troba per sota de 140 masses solars-probablement hagi estat observada: SN 2016iet.

 Ho he vist aquí.


Exoplanetes: Spitzer revela la superfície d’una superterra desprovista d'atmosfera

 Clic per engrandir. Crèdit: NASA/JPL

La majoria dels exoplanetes potencialment habitables es troben al voltant de nanes vermelles. Spitzer va permetre l'estudi més precís d'un al voltant de l'estrella LHS 3844, una superterre. Es comporta com si no tingués atmosfera i estigués coberta de basalts semblants als dels mars lunars.

No hi ha cap dubte que, des dels anys 2000, els exoplanetes potencialment habitables son legió dins la Via Làctia. Es troben al voltant de les nanes vermelles, que elles mateixes són els estels més abundants a la nostra galàxia i que també es troben principalment en sistemes binaris. Si la vida és un fenomen universal, les postes de sol dobles com les contemplades per Luke Skywalker a Star Wars no serien l’excepció, sinó la regla.

Llevat que un potencialment habitable no signifiqui automàticament habitable i, que per tant, no puguem extreure en aquest moment fortes restriccions a l’existència de civilitzacions extraterrestres mitjançant la famosa equació de Drake del programa Seti. Una de les claus per determinar l’habitabilitat d’un exoplaneta és el coneixement de la seva atmosfera, la seva composició i el seu gruix. Venus és totalment diferent de la Terra, ho coneixem prou bé.

Un altre factor a tenir en compte és el de les pròpies nanes vermelles. Tot i que són menys lluminoses que el Sol, estan subjectes a una ira terrible quan són joves; després emeten raigs X i ultraviolats nocius a les formes de vida que coneixem i capaços de fotodissociar les molècules d’aigua dels oceans que poden existir en exoterres o superterres i, per descomptat, en els planetes oceànics. Aquestes radiacions es combinen amb vents estel·lars molt energètics capaços d’erosionar atmosferes,  i que de nou, poden provocar l’evaporació dels oceans.

Tanmateix, és difícil treure conclusions fermes. Els exoplanetes, específicament super-terres, podrien tenir una atmosfera especialment gruixuda (en especial de CO2) capaç de suportar la turbulència juvenil de les nanes vermelles. Hi ha raons per pensar que el jove Sol mateix hauria d'haver provocat la desaparició de l'atmosfera original de la Terra i una important pèrdua d'aigua, tot i així... aquí estem.

En definitiva, el millor que podeu fer és intentar detectar al màxim les atmosferes d’exoterres i super-terres orbitant les nanes vermelles que constitueixen al voltant del 70% de les estrelles de la Via Làctia. Algunes d’aquestes estrelles es troben a prop i ja s’han detectat exoplanetes rocosos al seu voltant, com va ser el cas de Proxima Centauri i Trappist-1.

Aquesta animació representa l'exoplaneta LHS 3844b, un planeta sense atmosfera aparent.
La seva superfície pot estar coberta en la seva major part per roques volcàniques fosques, segons
les observacions del Telescopi Espacial Spitzer de la NASA.  Planet LHS 3844b es troba a
48,6 anys llum de la Terra i realitza una revolució completa al voltant de la seva estrella mare en
només 11 hores. És 1,3 vegades la massa de la Terra, orbita una estrella nana M,
i va ser descoberta en 2018 pel Transiting Exoplanet Satellite Survey (TESS) de la NASA.
Crèdit: NASA / JPL-Caltech / R. Ferit (IPAC) Música: Stellardrone (CC BY 4.0)

Ambients que tendeixen a igualar les temperatures

No obstant això, segons un article recent publicat a la revista Nature, en accés obert a arXiv, mostra , que vers l'estrella LHS 3844 els astrofísics interessats en l'exobiologia l'han tornat a observar, ara amb la mirada infraroja del telescopi espacial Spitzer.

El motiu és que al voltant d’aquesta nana vermella de tipus M situada a uns 48,6 anys llum del Sistema Solar, hi ha un exoplaneta rocós el radi del qual és d’una 1,3 vegades el de la Terra i que es va descobrir el 2018 pel telescopi Transiting Exoplanet Satellite Survey (Tess), la successora del Kepler.

LHS 3844 b, el seu nom, va ser descobert pel mètode de trànsit que, a més del seu radi, va proporcionar el seu període orbital, de només 11 hores. A una distància tan propera de la seva estrella amfitriona, les temperatures són necessàriament altes, però el que realment interessava era si tenia una atmosfera, el planeta és probablement en rotació sincrònica a tal distància a causa de les forces de la marea.

Aquí és on el satèl·lit Spitzer va intervenir amb la seva penetrant mirada d’infrarojos.

Fins i tot en rotació síncrona, LHS 3844B no sempre presenta la mateixa cara en comparació amb nosaltres, com a observadors. És prou lluny del seu sol, no gaire brillant, per tal que la seva radiació infraroja sigui perceptible. Spitzer no només pot estimar temperatures a la superfície de l’exoplaneta, sinó que també té indicacions sobre el seu albedo i, per tant, la composició de la seva superfície, ja sigui rocosa o gasosa. De fet, Spitzer ja s’ha utilitzat per estudiar les atmosferes dels gegants gasosos.

Els models numèrics per a l’atmosfera d’un planeta, rotació síncrona o no, impliquen a través d’aquesta atmosfera transferències de calor (vents) entre els hemisferis diürns i nocturns. Si hi ha una atmosfera present, cal esperar un contrast de temperatura inferior entre aquests dos hemisferis del que teòricament s’esperava amb un exoplaneta rocós sense atmosfera.

Inicialment programat per a una missió de 2,5 anys, el telescopi espacial Spitzer
de la NASA ha anat molt més enllà de la seva vida útil esperada, i segueix
en plena forma després de 15 anys. Els membres de la missió reflexionen sobre
alguns dels descobriments més sorprenents i sorprenents de Spitzer.
Per a més informació sobre la missió, visiteu;

/http://www.spitzer.caltech.edu/ i https://www.nasa.gov/spitzer


Les nanes vermelles son fatals per les atmosferes?

Les dades relatives a LHS 3844 b són indiscutiblement les previstes en aquest darrer cas. O més precisament, exclouen una atmosfera la pressió de la qual sigui superior a 10 bar i no siguin compatibles amb la d’entre 1 i 10 bar, tret que facin poc probables les contorsions en els supòsits sobre aquesta atmosfera. En qualsevol cas, donada la radiació rebuda que és 70 vegades més gran que la del Sol per a la Terra, una atmosfera prima no resistiria l’erosió provocada per la nana vermella i més aviat desapareixeria.


Per tant, la presència d'una atmosfera és molt poc creïble i, pel que fa a l'anàlisi infrarroig d'albedo de LHS 3844b, ha proporcionat indicis sobre la presència de grans zones de basalt, similar als que coneixem amb els mars lunars. Les temperatures superen els 700°C al costat diürn i se situen per sota dels -272°C al costat nocturn, un infern.

Quines lliçons es poden extreure per a l'exobiologia? Es fa difícil de dir. Si els extraterrestres detectessin Mercuri al Sistema Solar, equivocarien en deduir que el Sol va provocar la desaparició de les atmosferes dels planetes rocosos que l'orbiten. Però, ja que LHS 3844 b es troba a la zona de habitabilitat i alguns càlculs donen suport a la idea que les nanes vermelles no permeten en realitat per gaire temps atmosfera per als exoplanetes en aquesta zona de habitabilitat, alguns poden argumentar que tenen motius addicionals per pensar que l’aparició de la vida és difícil, per no dir impossible, al voltant de les nanes vermelles. El debat, certament, continuarà durant molt de temps...



21/08/2019

Catàleg Charles Messier. Objecte M37

Clic a la imatge per engrandir


Descobert per Giovanni Batista Hodierna abans de 1654.

Encara que M37 és el més brillant dels tres cúmuls oberts al sud del cotxer, aquest cúmul no va ser vist per Le Gentil quan va redescobrir M36 i M38 el 1749, així que li va correspondre a Charles Messier descobrir aquest pel seu compte el 2 de setembre de 1764. Generalment desconeguts fins a 1984, aquests tres cúmuls havien estat prèviament registrats per Hodierna abans del 1654.

M37 és també el més ric dels tres, contenint al voltant de 150 estrelles amb una brillantor major de 12,5 mag. i pot ser un total de més de 500 estrelles. Segons ens indica el fet que té un considerable nombre (almenys una dotzena) de gegants vermelles, i que la principal estrella més calenta de la seqüència és una de tipus espectral B9V, aquest cúmul és un grup més desenvolupat amb una edat estimada de gairebé 300 milions d'anys. La seva distància es dóna discordantment: Kenneth Glyn Jones li dóna 3.600 anys llum, el Sky Catalog 2000 en té 4.400 mentre GÖtz li atorga al voltant de 4.100, Malles 4.600 i Burnham 4.700 anys llum. El seu diàmetre aparent de 24' es correspon a una extensió lineal d'entre 20 a 25 anys llum, depenent de a quina distància es prengui. Va ser classificat com a tipus Trumpler I,1,r o I,2,r.

* kal: quiloany llum, és un miler d'anys llum, o 307 parsecs. Els quiloanys llum es fan servir normalment per mesurar distàncies entre parts d'una galàxia.





20/08/2019

Pistes blaves

Article recuperat d'Astroseti a on el vaig publicar en castellà el 28-03-2005

 Clic a la imatge per engrandir. Crèdit: NASA/JPL/Space Science Institute

Durant el sobrevol proper del 9 de març de 2005, la sonda Cassini va capturar aquesta imatge en fals color de la lluna Encèlad de Saturn, que mostra l'àmplia varietat de la geologia d'aquesta lluna gelada. Algunes regions geològiques d'Encèlad són velles i conserven un gran nombre de cràters d'impacte. Les àrees més joves exhibeixen moltes depressions tectòniques i crestes. Subtils diferències en el color pot indicar diferents propietats del gel, com ara les mides de gra, que poden ajudar a desvetllar la seqüència dels esdeveniments geològics que condueixen a l'estrany paisatge actual.

Aquesta vista en fals color és una composició de fotogrames individuals obtinguts utilitzant filtres sensibles al verd (centrats a 568 nanòmetres) i a la llum infraroja (dos filtres infrarojos, centrats a 752 i 930 nanòmetres respectivament). La imatge ha estat processada per accentuar les subtils diferències de color. L'atmosfera de Saturn es veu al fons de la imatge (el color ha estat transformat a gris per poder destacar-ne la lluna).

El Sol il·lumina engelosit des de l'esquerra, sortint part d'ell a l'ombra i tapant parcialment la vista de Saturn. Aquesta imatge mostra l'hemisferi contrari a Saturn, centrat gairebé en l'equador. 

Les imatges que conformen aquesta vista van ser preses amb la càmera d'angle estret de la nau Cassini, i a una distància aproximada de 94.000 Km. (58.000 milles) i a un angle de fase o angle entre el Sol, Encèlad i la nau espacial de 48 graus. La resolució de la imatge és del voltant de 560 metres (1.800 milles) per píxel. 

La missió Cassini-Huygens va ser un projecte cooperatiu de la NASA, l'Agència Espacial Europea i l'Agència Espacial Italiana. El Jet Propulsion Laboratory, una divisió de l'Institut Tecnològic de Califòrnia, a Pasadena, dirigeix ​​la missió Cassini per a l'Oficina de Ciència Espacial de la NASA, Washington, D.C. L'orbitador Cassini i les seves dues càmeres a bord van ser dissenyades, desenvolupades i acoblades en el JPL. L'equip d'imatge té la seva base a l'Institut de Ciències Espacials, Boulder, Colorado. 

Per a més informació, visiteu la pàgina de Cassini, i la pàgina de l'equip d'imatge de Cassini.