Per què els planetes són rodons?

Dossier: 10 preguntes essencials sobre l’Univers

Els planetes del nostre sistema solar. Clic per engrandir. Crèdit imatge: NASA

La Terra és rodona, però també la Lluna, els altres planetes, el Sol i les estrelles. L’explicació la trobareu a la teoria de la gravitació universal elaborada per Isaac Newton al segle XVII. Dues partícules materials s’atrauen mútuament, la força d’atracció és proporcional a la seva massa i a la inversa del quadrat de la seva distància.

En un cos sòlid o líquid, les forces d’atracció mútues entre totes les partícules estan compostes, i tot passa com si les partícules estiguessin atretes a un mateix punt, que és el centre de gravetat del cos. Així, a la superfície de la Terra, els cossos són atrets per tota la massa de la Terra com si estigués reunit al centre. Aquesta és la raó de la gravetat i és per això que els objectes cauen verticalment cap al centre del planeta. En aquestes condicions, un cos celeste suficientment massiu s’estableix de manera natural en un estat d’equilibri hidrostàtic que, en absència de rotació, li confereix una forma perfectament esfèrica.

En un còdol, la mida del qual és petita, les forces d’atracció no són suficients per superar la resistència de la roca a la deformació, i la seva forma és irregular. El mateix amb els asteroides i els nuclis de cometes, el radi dels quals generalment no supera les desenes de quilòmetres: són de forma irregular, com les roques. Només els planetes nans el radi dels quals és superior a uns cinc-cents quilòmetres (el valor precís depèn de la rigidesa del mantell rocós) prenen una forma esfèrica, perquè les forces gravitacionals són prou grans com per formar-les en una bola. El mateix per al Sol i les estrelles, que són molt més massives que els planetes.

Comparació de les mides dels planetes rocosos del nostre sistema solar.
D'esquerra a dreta:Mercuri, Venus, Terra i Mart. © NASA, domini públic

La Terra, una esfera aplanada als pols

Tingueu en compte, però, que la Terra és una esfera només en primera aproximació; es troba lleugerament aplanada als pols i s’infla a l’equador, de manera que la distància d’un pol al centre de la Terra és menor que a uns vint quilòmetres d'un punt de l’equador. El motiu és que la Terra gira sobre si mateixa i és la força centrífuga la que fa que s'aplani. El mateix passa amb els altres planetes, les estrelles i fins i tot els forats negres ...

A més, si no sentim que la Terra gira, és perquè girem al mateix temps que ella i la seva atmosfera , i que aquesta velocitat és constant. Quan es mou en un vehicle amb una velocitat uniforme, no se sent el moviment més que si es troba en repòs. El que el nostre cos percep són acceleracions. Es percep un frenada al cotxe, un forat d' aire o una sacsejada a la carretera, perquè cadascun d'aquests esdeveniments representa una acceleració. Sentim també la rotació d’un carrusel que gira. Aquesta és la força centrífuga; també existeix a la Terra, però és massa feble per contrarestar la nostra massa recolzada per la gravetat.

Podeu accedir a l'índex del blog sobre el dossier "10 preguntes essencials sobre l'Univers" fent un clic aquí.

Autor de l'original: Jean-Pierre Luminet
 Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M49

Descoberta el 1771 per Charles Messier.

La galàxia el·líptica Messier 49 (M49, NGC 4472) és una de las galàxies membre més brillants del Cúmul de la Verge.

La galàxia el·líptica M49 va ser el primer membre del Cúmul de la Verge descobert per Charles Messier, que la va catalogar el 19 de febrer de 1771. És a més la segona galàxia descoberta més enllà del Grup Local després del descobriment de Lacaille de la M83.

Vuit anys després, el 22 d'abril de 1779, en ocasió del seguiment del cometa d'aquest any, i a la recerca de més objectes nebulosos en competició amb altres observadors, Barnabas Oriani va redescobrir independentment aquesta "nebulosa". En el seu Catàleg Bedford (Bedford Catalogue) de 1844, l'Almirall William H. Smyth va confondre aquest descobriment amb el de Messier i va afirmar erròniament: "Aquest objecte va ser descobert per Oriani el 1771". Jonh Herschel va incórrer de nou en aquest error en el seu Catàleg General (General Catalogue, GC) de 1864, atribuint de nou el descobriment a "1771 Oriani". La confusió també es va difondre a través del Nou Catàleg General (New General Catalogue, NGC) de JLE Dreyer.

M49 és una de les galàxies més brillants del Cúmul de Verge amb la seva magnitud aparent 8,5, que correspon a una magnitud absoluta d'aproximadament -22,8, respecte a la seva distància d'uns 60 milions d'anys llum. És una de les galàxies el·líptiques gegants d'aquest gran cúmul (a més de la M60 i la M87) i pertany al tipus E4 segons la classificació de Hubble. La seva extensió de 9x7,5 min/arc és pròpia d'una el·lipsoide amb un eix major projectat d'uns 160.000 anys llum (naturalment no coneixem l'extensió real de la línia d'observació cap a nosaltres, així com tampoc l'orientació espacial dels eixos reals de la el·lipsoide); però és una gran el·lipsoide. Algunes antigues estimacions suggerien una massa superior a la de la propera M87, però ara es dóna per fet que la M87 és molt més densa. Amb el seu tipus espectral G-7 i el seu índex de color +0,76, és més groga que la majoria de les galàxies del Cúmul de Verge. Exposicions més llargues mostren un sistema de dispersió globular que està, però, molt menys poblat que el de la M87 i que és més comparable al de la M60. Segons la llista de WE Harris, aquesta galàxia té un sistema de 6.300 +/- 1.900 cúmuls globulars.

Clic a la imatge per engrandir.

La nebulositat poc definida que hi ha prop de l'estrella més brillant a la zona superior dreta és probablement un petit i feble acompanyant, que també apareix a la imatge DSSM (observeu l'orientació oposada d'aquestes imatges). A la imatge es poden veure molt més acompanyants febles, entre ells la relativament brillant NCG (NGC) 4470 (magnitud fotogràfica 13,0). L'estrella que es troba en primer pla va ser esmentada per primera vegada per John Herschel, i té magnitud aparent 13, de manera que podria ser erròniament presa per una supernova per observadors poc familiaritzats amb aquesta galàxia.

Halton Arp ha inclòs la M49 amb el número 134 en el seu Catàleg de Galàxies Peculiars (Catalogue of Peculiar Galaxies) com "El·líptica amb fragments propers".

Clic per engrandir.

Una probable supernova, la 1969Q, de magnitud aparent 13,0 va ser descoberta en aquesta galàxia al juny de 1969.

M49 al web del SEDS

Índex del Catàleg Messier del blog

 

Quines són les principals forces que regeixen el nostre univers?

Dossier: 10 preguntes essencials sobre l’Univers

La física sempre ha tingut l’ambició d’explicar la diversitat de la realitat per part d’una unitat subjacent. Una llei explica la caiguda de les pomes i el moviment de la lluna , una altra explica l’electricitat i el magnetisme. Agrupant diversos fenòmens en descripcions úniques, els físics han aconseguit reduir-ho tot a quatre grans classes de fenòmens, governats per quatre forces anomenades "interaccions fonamentals".

Simulació de la desintegració d’un bosó de Higgs. © Lucas Taylor, Cern,
Wikimedia Commons, CC 3.0. Clic a la imatge per engrandir.

La gravitació explica la gravetat, la caiguda dels cossos, però també les marees, les trajectòries de la Lluna, els planetes, les estrelles i les galàxies, fins i tot l’expansió de l’ Univers. Està molt ben descrita per la teoria de la relativitat general d'Einstein.

Clic a la imatge per engrandir. Les quatre interaccions fonamentals (gravetat, electromagnetisme,
interaccions fortes i febles), conegudes avui al nostre univers a baixa temperatura (part inferior
del diagrama) es podrien unir progressivament a una energia i una temperatura molt elevades,
pujant així cap al Big Bang (part superior del diagrama). La primera unificació (fusió de la força dèbil i l'electromagnetisme en la força electrofeble) es va dur a terme experimentalment al CERN. © Domini públic.

• L’electromagnetisme reuneix tots els fenòmens elèctrics, magnètics i lluminosos, les reaccions químiques o la biologia, de fet, gairebé tots els fenòmens de la vida quotidiana, a part de la gravetat. Es descriu perfectament per la teoria electromagnètica de Maxwell.

• La interacció forta explica la cohesió dels nuclis atòmics, per tant la mateixa existència del material que coneixem. Es descriu per la teoria de la cromodinàmica quàntica.
  
  
• La interacció feble provoca la desintegració radioactiva de les partícules subatòmiques i permet la fusió termonuclear dins de les estrelles. 

 Aquestes dues últimes interaccions no van ser evidents fins a mitjan segle XX, quan es va començar a comprendre l’estructura dels nuclis atòmics. S’anomenen “nuclears” perquè només s’exerceixen al nivell de nuclis atòmics; per tant, són de molt curt abast. D'altra banda, la interacció gravitatòria (la influència de la qual és minúscula a escala microscòpica) i la interacció electromagnètica són de rang infinit, la seva intensitat disminueix amb la distància.

Cap a una teoria anomenada Gran Unificació

Quatre interaccions per explicar tots els fenòmens físics, és poc. Però encara és massa per als teòrics a la recerca d’unitat. Voldrien reduir aquest nombre. Per exemple, les quatre interaccions fonamentals serien aspectes o nivells diferents d’una mateixa realitat que es podrien caracteritzar a un nivell més profund, és a dir, expressat per una sola teoria “unitària”.

Els treballs dels anys 80 han descrit amb èxit la interacció electromagnètica i la interacció feble pel mateix formalisme; la força única resultant s’anomena “electrofeble”. El famós bosó de Higgs-Englert, descobert el 2012 al Cern, era una de les prediccions últimes d'aquesta teoria unificada. S'espera poder unir un dia aquesta última amb la interacció forta dins d’una teoria anomenada Gran Unificació. L’objectiu final seria també incorporar la gravetat en un patró coherent i s’estan fent molts intents, de moment encara no assolits, com les diverses teories de cordes.

Accedir a l'índex del blog sobre el dossier "10 preguntes essencials sobre l'Univers" fent un clic aquí.

Autor de l'original: Jean-Pierre Luminet

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M48

Clic a la imatge per engrandir

Descobert el 1771 per Charles Messier.

El cúmul obert Messier 48 (M48, NGC 2548) és un cúmul obert visible al cap de la estesa constel·lació de la Hidra, gairebé a la seva frontera amb l'Unicorn.

Aquest cúmul obert va ser descobert per Charles Messier i catalogat per ell mateix el 19 de febrer de 1771. No obstant això, ja que va cometre un error en la compilació de dades, li va atorgar una posició errònia en el seu catàleg de manera que l'objecte va romandre perdut fins que Oswald Thomas el va identificar el 1934, i independentment TF Morris ho va fer el 1959. La identificació de M48 per Oswald Thomas va ser confosa per alguns historiadors, que han denunciat equivocadament que l'objecte que ell havia identificat era M47. Mentre M48 estava perdut, dos redescubrimients independents van tenir lloc: Primer, Johann Elert Bode aparentment el va trobar en o abans de 1782, i segon, Caroline Herschel independentment el va redescobrir el 8 de març de 1783; aquest descobriment posterior va ser publicat pel famós germà de Carolina, William Herschel, qui el va incloure al seu catàleg de H VI.22, l'1 de febrer de 1786.

M48 és un objecte bastant notable i ha de poder ser vist per l'ull nu sota bones condicions. Els binoculars més petits, o telescopis, mostren un grup d'unes 50 estrelles més brillants que la magnitud 13, sent el nombre total d'almenys 80. El nucli més concentrat s'estén sobre els 30 minuts d'arc, mentre els seus voltants arriben als 54', corresponents a un diàmetre lineal de 23 anys llum a una distància de 1.500 anys llum (calculada per Malles/Kreimer i Kenneth Glyn Jones, mentre que l'Sky Catalog 2000 calcula 2.000 anys llum). M48 va ser classificat com a tipus Trumpler I,2,m (Sky Catalog 2000), I,2,r (Glyn Jones) o I,3,r (Götz).

L'edat de M48 va ser estimada en una quantitat al voltant de 300 milions d'anys, l'estrella més calenta és de tipus espectral A2 i magnitud 8,8; la seva lluminositat és d'unes 70 vegades la del Sol. M48 a més conté 3 gegants grogues de tipus espectrals G-K.

M48 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog

 

Observeu com un forat negre distorsiona l’espai-temps

Clic per engrandir. Crèdit: NASA

Si es troba en el món d’objectes fascinants, es tracta de forats negres i els investigadors de la NASA ens conviden avui, 40 anys després del treball pioner de Jean-Pierre Luminet, a descobrir una simulació d'un d’ells. Imatges sorprenents que mostren com la gravetat pot afectar el camí de la llum i influir en la manera de veure el món.

La gravetat distorsiona el temps. Ho va dir Einstein i sobre aquest increïble modelat d’un forat negre proposat per investigadors de la NASA, el fenomen finalment apareix clarament. Aquí, la llum no es mou en línia recta, com és habitual. La seva trajectòria està totalment distorsionada sota l’efecte de la gravetat extrema que regna al voltant d’aquest forat negre.

Aquesta modelització dels investigadors de la NASA també revela com regions diferents del disc d’acreció es poden veure afectades de forma diferent. Almenys segons l’angle en què observem el forat negre en qüestió. 

Així, vist des del costat, l’objecte pren una forma especialment deformada, doblement corbada al seu centre. Sota l'efecte de la gravetat, les regions més allunyades del disc d'acreció (aquest disc de matèria, calent i prim, que gira entorn del forat negre) apareixen per sobre del forat negre. Les regions del disc d'acreció es fan visibles sota el forat negre.

A l’esquerra, el disc d’acreció del forat negre apareix més brillant. Perquè per aquest costat, els gasos se'ns apropen tan ràpidament pels efectes relativistes –ja previstos per Einstein– que augmenten la seva lluminositat. A l’altra banda, està passant el contrari. Però aquesta asimetria desapareix quan mirem el disc des del davant. Des d’aquest punt de vista, de fet, cap matèria es desplaça dins del nostre camp de visió.

Aquesta animació proposa una revolució completa al voltant d’un forat negre simulat i
el seu disc d’acreció seguint un camí perpendicular al disc. El camp gravitatori extrem
del forat negre redirigeix ​​i distorsiona la llum que prové de diferents parts del disc,
però el que veiem depèn del nostre angle de visió. La distorsió més significativa es produeix
quan veiem el sistema seccionat. © Centre de Vol Espacial Goddard de la NASA, Jeremy Schnittman.

Tot és qüestió del punt de vista 

Certes zones del disc d’acreció formen una mena de nusos que s’il·luminen i apaguen a mesura que els camps magnètics enrotllen i deformen la matèria. Més a prop del forat negre, els gasos orbiten a velocitats properes a la de la llum mentre giren una mica més tranquil·lament en zones més llunyanes. Estirant i tallant els nusos de llum per convertir-los en línies clares i fosques.

Quan ens acostem al forat negre, la distorsió de la llum sota l'efecte de la gravetat esdevé tan important que la part inferior del disc d'acreció, igual que les seves regions més llunyanes, ens apareix sota la forma d'un anell de llum que sembla delimitar el forat negre. El que els astrònoms anomenen anell de fotons. Que envolta la zona fosca de l'objecte, anomenada ombra del forat negre. 

Aquest anell en veritat, està compost de diversos anells, cada cop més prims i discrets, formats per la llum després que hagi girat dues, tres o més vegades al voltant del forat negre. I és la forma esfèrica escollida per al forat negre modelat aquí que li dona un aspecte gairebé circular, sigui quin sigui el nostre angle de visió.

Simulacions visionàries

Com ha explicat Jean-Pierre Luminet diverses vegades i amb molts detalls sobre les versions francesa i anglesa del bloc que Futura ha posat a la seva disposició, va ser el primer a finals dels anys setanta a computar per ordinador l'aspecte visual d’un forat negre envoltat d’un disc d’acreció.

 

Una il·lustració de Jean-Pierre Luminet a partir dels resultats d’una simulació informàtica

que mostra l’aparició d’un forat negre envoltat d’un disc d’acreció.
L’efecte Doppler produït pel material calent girant la fa més brillant quan ens apropa a
una fracció notòria de la velocitat de la llum i, al contrari, la fa gairebé fosca a mesura que
s’allunya (dreta). El camp gravitatori del forat negre és tan fort que els raigs de llum del
disc que hi ha darrere del forat negre es dobleguen cap a l'observador i que podem veure
aquest disc per sobre del forat negre. © Jean-Pierre Luminet, Galeria fotogràfica del CNRS

Una simulació numèrica més avançada basada en càlculs en relativitat general
de l’aspecte d’un forat negre envoltat d’un disc d’acreció calent. Va ser creat
per l'astrofísic Jean-Alain Marck el 1991. Extret del documental "Infiniment courbe".
© Autors: Laure Delesalle, Marc Lachieze-Rey, Jean Pierre Luminet.
Directora: Laure Delesalle. Producció: CNRS/Arte, França (1994)

Ho he vist aquí.

L’univers, una màquina que viatja en el temps?

El radiotelescopi ALMA (acrònim de les sigles en anglès de Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), localitzat a una alçada de 5.000 m al desert d'Atacama, a Xile, capta els senyals de ràdio des de molt lluny, emesos fa milers de milions d'anys per les primeres galàxies de l'univers jove. Perquè mirar lluny al cel, és mirar al passat...

La llum té una velocitat finita (uns 300.000 km/s), i triga un temps a arribar-nos. Així, els nostres ulls mai veuen el món tal i com és, sinó com era en el passat. Per al nostre entorn immediat, aquest retard no té conseqüències, excepte filosòficament. La diferència horària a una escala tan petita només es pot mesurar amb instruments de gran precisió.

És molt diferent en astronomia. Així, doncs, la Lluna és a una mitjana de 380.000 km de nosaltres i, per tant, la llum que ens envia triga una mica més d’un segon en arribar-nos. Direm que la lluna està a aproximadament a 1 segon llum. El Sol, a 8 minuts de llum: així que el veiem tal com era fa 8 minuts.

ALMA observa les primeres galàxies de l’univers

Les estrelles estan molt més lluny, a anys llum de distància i les altres galàxies estan més lluny. La més propera a la nostra Via Làctia, anomenada Andròmeda, es troba a 2,55 milions d’anys llum. Per més lluny, les distàncies es mesuren en milers de milions d’anys llum. Observar-les és, doncs, mirar molt al passat. Com que l’univers té 13.7 mil milions d’anys, veiem les galàxies més llunyanes com eren al principi de la història del nostre món: van ser les primeres que es van formar, cosa que ens informa sobre l'edat jove de l’univers.

Tot i això, el senyal que ens arriba és molt feble. Per altra banda, per l'efecte Doppler-Fizeau, aquesta radiació es desplaça cap a les longituds d'ona llargues i és en el camp de les emissions de radio que obté els majors resultats. És per això que els astrònoms han construït radio telescopis i els han volgut cada vegada més i més grans, com l' ALMA de l'Agència Espacial Europea, ESA. Aquest vast conjunt de 66 plats parabòlics de 12 m de diàmetre, situat a uns 5.000 m d’altitud a l’alt altiplà del desert d’Atacama a Xile, és tan sensible que pot recollir senyals des de les primerenques edats de l’univers.

Ho he vist aquí

 

Catàleg Charles Messier. Objecte M47

Descobert abans de 1654 per Giovanni Batista Hodierna.

El cúmul obert Messier 47 (M47, NGC 2422) és un cúmul gruixut i brillant que es pot veure com una nebulosa tènue a simple vista en bones condicions d'observació.

M47 va ser descobert abans de 1654 per Hodierna qui el va descriure com "una nebulosa entre els dos cans"; aquest fet, però, va romandre en secret fins a 1984 quan el seu llibre va sortir a la llum. Així que Charles Messier va descobrir aquest cúmul independentment el 19 de Febrer de 1771, i el va descriure com un cúmul d'estrelles més brillants que aquelles de l'objecte aparentment veí M46. Però Messier va cometre un error de transcripció en calcular la posició de M47, pel que va ser un objecte perdut fins a 1959 quan va ser identificat per TF Morris (al costat del també perdut M48). Diversos historiadors han reportat que M47 havia estat identificat prèviament per Oswald Thomas en 1934, però això és possiblement una confusió amb la identificació d'aquest autor de M48. Com a conseqüència de l'error de Messier, William Herschel també ho va redescobrir independentment el 4 de Febrer de 1785, i li va donar el nombre H VIII.38.

La posició errònia de Messier va perdurar en molts catàlegs, incloent el GC de John Herschel (com GC 1594) i el NGC de Dreyer (NGC 2478), encara que no hi havia objecte, o com va afirmar John Herschel (en les seves notes del GC), "aquest cúmul no ha estat tornat a observar. És probablement molt pobre i dispers".

El cúmul obert M47 és un cúmul brillant que es pot albirar amb l'ull nu sota bones condicions com una tènue nebulositat. És un voluminós cúmul d'estrelles brillants, i conté prop de 50 estrelles en una regió de 12 anys llum de diàmetre, en la porció central, la densitat estel·lar és d'unes 16 estrelles per parsec cúbic mentre que la densitat mitjana de tot el cúmul és només de 0,62 estrelles per parsec cúbic, segons Wallenquist (segons cita Kenneth Glyn Jones). La seva distància està prop de 1.600 anys llum (els valors varien entre 1.560 i 1.750 anys llum), de manera que les estrelles de M47 semblen escampades per una àrea del cel de la mateixa mida de la lluna plena, 30 minuts d'arc. El tipus Trumpler del cúmul es dóna discordantemente com II,3,m (Glyn Jones), I,3,m (Götz), i III,2,m (Sky Catalog 2000). L'estrella més brillant és de classe espectral B2 i de magnitud 5,7, la població total s'assembla a la de les Plèiades. També conté dos gegants K ataronjades, cadascuna amb lluminositat aproximadament 200 vegades la del Sol. Sky Catalog 2000 calcula una edat de 78 milions d'anys per a aquest eixam estel·lar que es troba allunyant-se de nosaltres a 9 quilòmetres per segon.

La brillant estrella més propera al centre de la fotografia que obre el post és la bella doble Sigma 1121, amb dos components de magnitud 7,9 i separats per 7,4 segons d'arc.

M47 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog

Els moviments nocturns de NICER exploren els raigs X del cel

Clic a la imatge per engrandir. Crèdit imatge: NASA/NICER

En la imatge que obre aquesta entrada, nombrosos arcs d'escombrat semblen congregar-se en diverses regions brillants. Potser et preguntes: Què s'està mostrant?; Rutes de trànsit aeri?, Informació movent-se per l'Internet global?, Camps magnètics en bucle a través d'àrees actives en el Sol?

De fet, aquest és un mapa de tot el cel en raigs X gravat per l'instrument NICER (sigles en anglès d'Explorador de la Composició Interna de les estrelles de neutrons) de la NASA, un instrument útil a bord de l'Estació Espacial Internacional. Els principals objectius de NICER requereixen que apunti i rastregi fonts còsmiques a mesura que l'estació orbita la Terra cada 93 minuts. Però quan el Sol es pon i la nit cau en el lloc orbitat, l'equip NICER manté els seus detectors actius mentre l'instrument gira d'un objectiu a un altre, la qual cosa pot ocórrer fins a vuit vegades en cada òrbita.

El mapa inclou dades dels primers 22 mesos d'operacions científiques del NICER. Cada arc rastreja raigs X, així com impactes ocasionals de partícules energètiques, capturades durant els moviments nocturns del NICER. La brillantor de cada punt de la imatge és el resultat d'aquestes contribucions, així com el temps que NICER ha passat mirant en aquesta direcció. Una brillantor difusa impregna el cel de raigs X fins i tot lluny de les fonts brillants.

La imatge de tot el cel mostra 22 mesos de dades de raigs X enregistrades pel NICER de la NASA a bord de l'Estació Espacial Internacional durant el seu son nocturn entre objectius. NICER freqüentment observa els blancs més adequats per a la seva missió principal (radi i massa dels púlsars) i aquells a on els polsos regulars són ideals per a l'experiment Station Explorer for X-ray Timing i Navigation Technology (SEXTANT). Un dia podrien formar la base d'un sistema similar al GPS per navegar pel sistema solar. 

Els arcs prominents es formen perquè NICER sovint segueix les mateixes trajectòries entre els objectius. Els arcs convergeixen en punts brillants que representen els objectius més populars de NICER; les ubicacions d'importants fonts de raigs X que la missió controla regularment.

"Fins i tot amb un processament mínim, aquesta imatge revela el circuit de la Nebulosa del Cigne, (M17, Nebulosa Omega), un romanent d'una supernova d'uns 90 anys llum de diàmetre i que es creu que té entre 5.000 i 8.000 anys d'antiguitat", va dir Keith Gendreau, investigador principal de la missió al Centre de Vol Espacial Goddard de la NASA a Greenbelt, Maryland. "Estem construint gradualment una nova imatge de raigs X de tot el cel, i és possible que els escombrats nocturns del NICER descobreixin fonts desconegudes".

La missió principal de NICER és determinar la mida de les denses restes d'estrelles mortes transformades en estrelles de neutrons, i que algunes les veiem com púlsars, amb una precisió del 5%. Aquests mesuraments permetran finalment als físics resoldre el misteri de quina forma de matèria existeix en els seus nuclis increïblement comprimits. Els púlsars, estrelles de neutrons que giren ràpidament i que semblen "pulsar" llum brillant, són ideals per a aquesta investigació, i són alguns dels objectius regulars de NICER.

L'instrument NICER de la EEI sense les plaques d'aïllament tèrmic.
Clic per engrandir. Crèdit imatge: NASA/Keith Gendreau.

Altres púlsars visitats amb freqüència són estudiats com a part de l'experiment Station Explorer for X-ray Timing i Navegació Technology (SEXTANT) de NICER, que utilitza el temps precís dels polsos de raigs X de púlsars per determinar autònomament la posició i velocitat de NICER a l'espai. És essencialment un sistema GPS galàctic. Quan maduri, aquesta tecnologia permetrà a les naus espacials navegar per tot el sistema solar, i més enllà. 

Descàrrega aquí les imatges en alta resolució des de l'Estudi de Visualització Científica de la NASA a Goddard.

Ho he vist aquí.

Tetis; encallat en els anells

Clic a la imatge per engrandir

Com una gota de rosada penjant d'un full, Tetis sembla estar enganxat als anells A i F de Saturn des d'aquesta perspectiva en aquesta imatge del 2014 de la missió Cassini. Durant més d'una dècada, Cassini va compartir les meravelles de Saturn i la seva família de llunes gelades, portant-nos a mons sorprenents on els rius de metà desemboquen en un mar de metà i on els dolls de gel i gas llancen material a l'espai des d'un oceà de aigua líquida que podria albergar els ingredients per a la vida.

La lluna de Saturn Tetis (660 milles, o 1.062 quilòmetres de diàmetre), de la mateixa manera que les partícules de l'anell, està compost principalment de gel. El buit en l'anell A a través del qual Tetis és visible és el buit de Keeler, que es manté serè gràcies a la petita lluna Dafnis (no visible aquí), un dels dos satèl·lits pastors de Saturn, l'altre és Pan.

Aquesta vista mira cap a l'hemisferi de Tetis orientat cap a Saturn. El nord de Tetis és a dalt i girat 43 graus cap a la dreta. La imatge va ser presa en llum visible amb la càmera de gran angular de la sonda Cassini el 14 de juliol de al 2014.

Aquesta imatge ha estat considerada com a "Imatge del Dia" per la NASA el 24 de setembre del 2019.

Més articles sobre Saturn al blog, fent un clic aquí.

Crèdit de la imatge: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M46

Descoberta per Charles Messier el 1771.

M46 va ser el primer objecte descobert per Charles Messier després de la publicació de la primera edició del seu catàleg (M1-M45). El va afegir a la seva llista el 16 de Febrer de 1771, tres dies després de presentar-lo a l'acadèmia juntament amb 3 objectes Messier més; M47, M48, M49.

El cúmul és molt ric, amb 150 estrelles de magnituds que van de la 10 a la 13, i amb una població probablement superior a les 500. Les estrelles més brillants són del tipus espectral A0, cadascuna al voltant de 100 vegades més brillants que el nostre sol, (la més brillant de totes amb una magnitud aparent de 8.7). Tot això indica una edat al voltant dels 300 milions d'anys. Els seus membres estan dispersos a l'interior d'un diàmetre angular al voltant de 27', corresponent a una extensió lineal de 30 anys llum i a una distància de 5.400 anys llum, allunyant-se de nosaltres a una velocitat de 41.4 km/s, segons Baade. M46 està considerada amb una classe Trumpler II,2,r.

Com un tret especial i famós que és també obvi en la nostra fotografia, una nebulosa planetària (NGC 2438 o FC 87) es troba al límit aparent del costat nord. No obstant això, aquesta nebulosa no és probablement un autèntic membre però està sobreposat, potser un passejant convidat, a causa de tres motius:

1 La velocitat radial de NGC 2438 és del voltant 77 km/seg allunyant-se, és diferent de la de 43 km/seg del mateix cúmul, el que no permet retenir tot i que estiguin a la mateixa distància. Woldemar Götz però, dedueix una distància de 4.600 anys llum per al cúmul i només de 2.900 per a la nebulosa, el que indicaria que aquesta última estaria en primer pla.

2 Les nebuloses planetàries són només visibles durant curts períodes de temps, algunes desenes de milers d'anys per a la major part d'elles abans que el seu material s'esvaeixi en l'espai interestel·lar circumdant.

3 Les nebuloses planetàries són astres al final de la seva evolució estel·lar, que apareixen en els casos d'estrelles amb masses relativament febles menors a 3 masses solars. Aquestes estrelles, però, necessiten més de 1.000 milions d'anys d'evolució per llançar el seu embolcall i formar la nebulosa, (les estrelles més massives esdevenen en supernoves), això és molt més temps que l'edat de M46. Però aquest últim argument és discutible ja que alguns joves cúmuls com les Plèiades (M45) contenen un significatiu nombre de nanes blanques que s'han d'haver desenvolupat d'estrelles més massives, aquestes estrelles poden haver perdut gran part de la seva massa en el transcurs de la seva evolució, probablement sota la forma de violents vents estel·lars durant la seva fase de Gegant Vermella, i entren llavors en una fase de nebulosa planetària.

Clic a la imatge per engrandir. Crèdit: Rick Beno

M46 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog

Una vista infraroja de la galàxia M81

Clic a la imatge per engrandir. Crèdit NASA/JPL-Caltech

Localitzada en la constel·lació nord de l'Óssa Major, que també inclou l'Óssa Major, la propera galàxia Messier 81 és fàcilment visible a través de binoculars o d'un petit telescopi. M81 es troba a una distància de 12 milions d'anys llum.

M81 va ser un dels primers conjunts de dades publicades poc després del llançament del telescopi espacial Spitzer a l'agost de 2003. Amb motiu del 16è aniversari de Spitzer, aquesta nova imatge torna a visitar aquest objecte icònic amb extenses observacions i un millor processament.

Aquesta imatge infraroja del Spitzer és un mosaic compost que combina dades de la Càmera d'Infraroig (IRAC) a longituds d'ona de 3.6/4.5 microns (blau/cian) i 8 microns (verd) amb dades del Fotòmetre d'Imatge Multibanda (MIPS) a 24 microns (vermell).

Les dades d'infraroig proper de 3,6 micres (blau) tracen la distribució de les estrelles, encara que la imatge de Spitzer és virtualment no afectada per la pols que enfosqueix i revela una distribució de massa estel·lar molt suau, amb els braços en espiral relativament atenuats. 

A mesura que un es mou a longituds d'ona més llargues, els braços en espiral es converteixen en la característica dominant de la galàxia. L'emissió de 8 micres (verd) està dominada per la llum infraroja irradiada per la pols calenta que ha estat escalfada per estrelles lluminoses properes. La pols de la galàxia està banyada per la llum ultraviolada i visible de les estrelles properes. A l'absorbir un fotó ultraviolat o de llum visible, un gra de pols s'escalfa i torna a emetre l'energia a longituds d'ona infraroges més llargues. Les partícules de pols estan compostes de silicats (químicament similars a la sorra de platja), grans carbonosos i hidrocarburs aromàtics policíclics i tracen la distribució del gas a la galàxia. El barreja de gasos (que es detecta millor en longituds d'ona de ràdio) i la pols proporcionen un dipòsit de matèries primeres per a la futura formació d'estrelles.

Aquesta imatge del Spitzer va se considerada Imatge del dia per la NASA el 4 de setembre del 2019.

 Imatge artística del telescopi espacial Spitzer. Crèdit NASA. JPL/Caltech

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M45

Clic per engrandir

Conegudes en la prehistòria: esmentades per Homer cap a l'any 750 AC, i per Hesíode cap al 700 AC.

Les Plèiades es troben entre aquests objectes que són coneguts des de les èpoques més remotes.

Almenys 6 de les seves estrelles són visibles a simple vista, mentre que en condicions moderades aquest nombre augmenta fins a 9, i sota cels foscos i nets salta fins a més d'una dotzena (Veherenberg, al seu Atles de Esplendors del Cel Profund, esmenta que en 1579, molt abans de la invenció del telescopi, l'astrònom Moestlin va dibuixar correctament 11 estrelles de les Plèiades, mentre que Kepler esmenta observacions de fins a 14).

Els moderns mètodes d'observació han revelat que almenys 500, en la seva major part estrelles molt febles, pertanyen al cúmul estel·lar de les Plèiades, disseminades al llarg d'un camp d'uns 2 graus (quatre vegades la grandària de la Lluna). La seva densitat és bastant baixa, comparada amb la d'altres cúmuls oberts. Aquesta és una raó per la qual l'expectativa de vida del cúmul és també bastant baixa (vegeu més avall).

Segons Kenneth Glyn Jones, les referències més antigues conegudes d'aquest cúmul són esmentades per Homer en la seva Ilíada (cap al 750 AC) i a la seva Odissea (cap al 720 AC), i per Hesíode cap al 700 AC; segons Burnham, van ser observades en connexió amb les estacions agrícoles d'aquesta època. També en la Bíblia es troben tres referències de les Plèiades.

Les Plèiades també són conegudes com les "Set Germanes"; segons la mitologia grega, set germanes i els seus pares. El seu nom japonès és "Subaru", que ha estat pres per batejar els automòbils del mateix nom. El nom persa és "Soraya", pel qual va ser nomenada la darrera emperadriu iraniana. Els antics noms europeus (per exemple, en anglès i en alemany) indiquen que alguna vegada van ser comparades amb una "gallina i els seus pollets". Altres cultures expliquen històries diferents d'aquest cúmul visible a ull nu. Els antics astrònoms grecs Èudox de Cnidos (c.403-350 AC) i Arat (c. 270 AC) les van col·locar a les seves llistes com una constel·lació: "Les agrupades". Això també està explicat per Admiral Smyth en el seu " Catàleg Bedford".

Burnham apunta que el nom "Plèiades" pot derivar tant de la paraula grega "navegar", com de la paraula "pleios" que significa "ple" o "molt". L'autor d'aquest article prefereix la idea que el nom pot ser derivat del de la seva mare mitològica, Pleione, el qual és també el nom d'una de les seves estrelles més brillants.

Segons la mitologia grega, les principals estrelles visibles reben els seus noms de les set filles d'Atlas, el pare, i de Plèione, la mare: Alcyone, Sterope (una estrella doble), Electra, Maia, Mèrope, Taygeta i Celeno. Bill Arnet ha creat un mapa de les Plèiades amb els noms de les estrelles principals. Aquestes estrelles també estan etiquetades en una imatge d'UKS que apareix en aquesta pàgina. Vegeu també el mapa del SEDS de les Plèiades.

El 1767, el reverend John Michell va utilitzar a les Plèiades per calcular la probabilitat de trobar un grup així d'estrelles en qualsevol lloc del cel per alineament fortuït, i va trobar que era d'1/496.000. Per tant, i com hi ha més cúmuls similars, va concloure correctament que haurien de ser grups físics (Michell, 1767).

El 4 de març de 1769 Charles Messier va incloure a les Plèiades com el Nº 45 en la seva primera llista de nebuloses i cúmuls estel·lars, publicada el 1771.

Al voltant del 1846, l'astrònom alemany Mädler (1794-1874), treballant a Dorpat, va notar que les estrelles de les Plèiades no mostraven un moviment propi mesurable pel que fa a unes de les altres; a partir d'això, va concloure audaçment que formaven un centre immòbil d'un sistema estel·lar més gran, amb l'estrella Alcyone al seu centre. Aquesta conclusió havia de ser, i de fet ho va ser, rebutjada per altres astrònoms, especialment Friedrich Georg Wilhelm Struve (1793-1864). No obstant això, el moviment propi comú de les Plèiades era prova que es movien en l'espai com un grup, i una dada més que formaven un cúmul físic.

Les fotografies de llarga exposició (i també les de raó focal curta, és a dir, una curta longitud focal comparada amb les seves obertures, telescopis de "camp ric" de qualitat considerablement bona, especialment els bons binoculars) han revelat que les Plèiades estan aparentment immerses en un material nebulós, que resulta obvi en la nostra imatge, la que va ser presa per David Malin amb el Telescopi Schmidt del Regne Unit, i els drets pertanyen a l'Observatori Reial d'Edimburg i al Observatori Anglo-Australià.

Les nebuloses de les Plèiades són de color blavós, el que indica que són nebuloses de reflexió, reflectint la llum de les brillants estrelles que es troben a prop o dins d'elles. La més brillant d'aquestes nebuloses, la qual es troba al voltant de Mèrope, va ser descoberta el 19 d'octubre de 1859 per Ernst Wilhelm Leberecht (Wilhelm) Tempel a Venècia, Itàlia, amb un refractor de 4 polzades; està inclosa en el NGC amb el número 1435. Leos Ondra ha fet que la biografia de Wilhem Tempel estigui disponible en línia, al costat d'un dibuix de la Nebulosa Mèrope, i ha acceptat incloure-la en aquesta base de dades. L'extensió a Maia va ser descoberta en 1875 (és NGC 1432), la nebulosa al voltant de Alcyone, Electra, Celeno i Taygeta el 1880. La complexitat total de les Plèiades va ser revelada per les primeres astrocàmeras, és a dir, aquelles dels germans Henry a París i d'Isaac Roberts a Anglaterra, entre els anys 1885 i 1888. El 1890, EE Barnard va descobrir una concentració tipus estel·lar de matèria nebulosa molt a prop de Mèrope, la qual va ser inclosa en l'IC com IC 349. L'anàlisi de l'espectre de les nebuloses de les Plèiades per Vesto M. Slipher el 1912 va revelar la seva naturalesa com nebuloses de reflexió, ja que els seus espectres són còpies exactes dels espectres de les estrelles que les il·luminen.

Es pot trobar més informació a la nostra taula de les principals estrelles de les Plèiades i la corresponent nebulositat amb els números de catàleg.

Físicament, la nebulosa de reflexió és probablement part de la pols d'un núvol molecular, sense relació amb el cúmul de les Plèiades, que per atzar es creua en el camí del cúmul. No és un romanent de la nebulosa a partir de la qual es va formar el cúmul, com es pot veure pel fet que la nebulosa i el cúmul posseeixen velocitats radials diferents, creuant l'una amb l'altre a una velocitat relativa de 11 quilòmetres per segon.

D'acord amb nous càlculs publicats per un equip de Ginebra integrat per G. Meynet, JC Mermilliod i A. Maeder en Astronomy & Astrophysics, Suppl. Ser. 98, 477-504, 1993, l'edat del cúmul de les Plèiades és d'uns 100 milions d'anys. Això és considerablement més que les anteriorment publicades de 60 a 80 milions d'anys (per exemple, el Sky Catalog 2000 dóna 78 milions d'anys). S'ha calculat que les Plèiades tenen una expectativa de vida futura com cúmul de solament uns 250 milions d'anys (Kenneth Glyn Jones); després d'això, s'hauran dispersat com estrelles individuals (o múltiples) al llarg del seu camí orbital. 

La distància al cúmul ha estat determinada novament per mesuraments directes de paral·laxi pel satèl·lit astromètric Hipparcos de la ESA; segons aquestes mesures, les Plèiades es troben a una distància de 380 anys llum (prèviament, s'havia assumit una distància de 408 anys llum). Aquest valor hauria requerit una explicació per a les comparativament baixes magnituds de les estrelles del cúmul. No obstant això, investigacions subsegüents realitzades amb el Telescopi Espacial Hubble i els observatoris de Mount Palomar i de Mount Wilson van demostrar que la distància de Hipparcos és probablement molt petita: amb mesures més precises, la distància es va establir en 400 +/- 6 anys llum.

La classificació de Trumpler per a les Plèiades d'II,3,r (Trumpler, segons Kenneth Glyn Jones) o I,3,r,n (Götz i el Sky Catalog 2000), el que significa que apareix separat, i fort o moderadament concentrat cap al seu centre, les seves estrelles cobreixen un ampli rang de brillantors, i és ric (té més de 100 membres).

 

Algunes de les estrelles de les Plèiades roten molt ràpidament, a velocitats d'entre 150 a 300 quilòmetres per segon en les seves superfícies, el que és comú entre estrelles de la seqüència principal de certs tipus espectrals (A i B). A causa d'aquesta rotació, han de ser cossos aplatats pels pols més que esfèrics. La rotació pot ser detectada perquè porta a línies d'absorció eixamplades i difuses, ja que algunes zones de la superfície s'acosten a nosaltres en un costat, mentre que per l'altre costat s'allunyen, relatives a la velocitat radial mitjana de l'estrella. L'exemple més notable per a un estel en ràpida rotació en aquest cúmul és Plèione, la que també varia la seva magnitud entre 4,77 i 5,50 (Kenneth Glyn Jones). Espectroscòpicament, es va observar que entre els anys 1938 i 1952, Pleione va ejectar una closca de gas a causa de la seva rotació, com havia estat predit per O. Struve.

Cecilia Payne-Gaposhkin esmenta que les Plèiades contenen algunes estrelles nanes blanques. Aquestes estrelles generen un problema específic d'evolució estel·lar: Com poden existir nanes blanques en un cúmul tan jove?. Com que no n'hi ha únicament una, és gairebé segur que aquestes estrelles són membres originals del cúmul, i no estrelles del camp general que hagin estat capturades (un procediment que de qualsevol manera no funciona molt bé en cúmuls oberts bastant dispersos).

A partir de la teoria d'evolució estel·lar, les nanes blanques no poden tenir masses majors a unes 1,4 masses solars (el límit de Chandrasekhar), ja que si fossin més massives col·lapsarien causa de la seva pròpia gravetat. Però les estrelles amb tan poca massa evolucionen tan lentament que triguen milers de milions d'anys arribar a aquest estat final, i no únicament els 100 milions d'anys del cúmul de les Plèiades.

L'única explicació possible sembla ser que aquestes nanes blanques van ser alguna vegada estrelles massives que van evolucionar ràpidament, però que a causa de alguna raó (com forts vents estel·lars, pèrdua de massa cap a veïnes properes, o una ràpida rotació) van perdre bona part de la seva massa. Possiblement van poder, en conseqüència, perdre un altre percentatge considerable en una nebulosa planetària. De qualsevol manera, els objectes romanents (que van ser prèviament els nuclis de les estrelles) van arribar a estar per sota del límit de Chandrasekhar, de manera que van poder ingressar al estable estat de nana blanca en què les observem ara.

Les Plèiades amb la Lluna, en una conjunció al 2009. Crèdit: The University of Manchester/Derekscope

Noves observacions de les Plèiades realitzades des de 1995 han revelat diverses candidates per a un tipus exòtic d'estrelles, o cossos estel·lars, les anomenades Nanes Marrons. Es creu que aquests fins ara hipotètics objectes tenen una massa intermèdia que se situa entre la dels planetes gegants (com Júpiter) i les estrelles petites (la teoria d'estructura estel·lar indica que les estrelles més petites, és a dir, els cossos que produeixen energia per fusió en algun moment de les seves vides, han de tenir almenys entre un 6 i un 7 per cent de massa solar, és a dir unes 60 a 70 masses de Júpiter). De manera que les nanes marrons haurien de tenir de 10 a 60 vegades la massa de Júpiter. S'assumeix que serien visibles a la llum infraroja, haurien de tenir un diàmetre més o menys igual al de Júpiter (143 000 quilòmetres), i una densitat de 10 a 100 vegades més gran que la Júpiter, ja que la seva molt més gran gravetat les comprimeix més fortament.

Encara a simple vista i en condicions modestes, les Plèiades es troben bastant fàcilment, a uns 10 graus al nord- oest de la brillant estrella gegant roja Aldebaran (87 Alfa Tauri, magnitud 0,9, tipus espectral K5 III). Aparentment envoltant a Aldebaran es troba un altre igualment famós cúmul obert, les Hyades ; se sap que Aldebaran és un estel no-membre del grup que es troba en primer pla (a 68 anys llum de distància, comparats amb els 150 anys llum de les Hyades).

El cúmul és un gran objecte vist amb binocles i telescopis de camp ample, mostrant més de 100 estrelles en un camp de 1,2 graus en diàmetre. Amb telescopis, freqüentment resulta massa gran com per ser vista en un únic camp de vista en magnificació mínima.

El cúmul conté un nombre d'estrelles dobles i múltiples. La Nebulosa Mèrope NGC 1435 requereix un cel fosc i es veu millor amb un telescopi de gran camp (Tempel la va descobrir amb un telescopi de 4 polzades).

 

Crèdit: Google-SkyMap

Com les Plèiades estan situades prop de l'eclíptica (a només 4 graus d'ella), les ocultacions del cúmul per part de la Lluna són freqüents; és un espectacle molt atractiu, especialment per als aficionats amb equipament no molt car (en realitat, se la pot veure a simple vista, però encara els binocles i telescopis més petits augmentaran el plaer de l'observació, l'ocultació de les Plèiades de març de 1972 va ser una de les primeres experiències astronòmiques d'aficionat de l'autor d'aquest article). Tals esdeveniments demostren les relacions de les mides aparents de la Lluna i del cúmul: Burnham apunta que la Lluna pot estar "inserida en el quadrangle format per" Alcyone, Electra, Mèrope i Taygeta (Maia, i possiblement Sterope, estaran ocultes en aquesta situació). També els planetes s'acosten al cúmul de les Plèiades (Venus, Mart, i fins i tot Mercuri passen ocasionalment a través d'ell) per oferir un espectacle notable.

Com s'esmenta en la descripció de la Nebulosa d'Orió M42, resulta una mica estrany que Messier agregara les Plèiades (al costat de la Nebulosa d'Orió M42/M43 i el cúmul de Praesepe M44) al seu catàleg, i probablement això romandrà com a objecte d'especulació.

M45 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog

El 4 de setembre una cadena d'huracans tropicals es va alinear en l'hemisferi occidental.

En el moment d'aquesta imatge (1.10pm EDT, horari de la costa est dels EE.UU) podem veure
l'huracà Juliette al Pacífic Est i l'huracà Dorian a l'Atlàntic tenien tots dos la categoria 2.
Quatre huracans a l'hora, 4 huracans en línia. Crèdit: NASA Earth Observatory

- Podeu accedir a una imatge més gran fent un clic aquí.

Mentrestant, la tempesta tropical Fernando portava vents sostinguts de 72km/h i acabava de tocar terra al Nord-est de Mèxic, Gabrielle es reforçava com a tempesta tropical el 4 de Setembre sobre l'Atlàntic Est i tenia vents sostinguts de 80km/h en el moment de la imatge.

Les dades de la simulació en color natural es van obtenir amb l'Advanced Baseline Imager del satèl·lit Geostationary Operational Environmental (GOES) 16. GOES-16 és operat pel NOAA; NASA ha ajudat a desenvolupar i llançar la sèrie de satèl·lits GOES.

Crèdit d les imatges: NASA Earth Observatory/Joshua Stevens; NOAA National Environmental Satellite, Data, and Information Service.

Ho he vist aquí.

L'observatori Gemini North penetra en els secrets dels exoplanetes al voltant de les estrelles dobles

Clic per engrandir.

Estel nan o planeta gegant? Gràcies a un potent instrument muntat al telescopi Gemini North, els astrònoms n'han fet llesques. Kepler-13b és un exoplaneta del tipus Júpiter calent. Una precisió interessant: orbita entorn de l'estrella més brillant del sistema binari Kepler-13.

Gemini és el segon programa de vol espacial tripulat dels Estats Units entre 1963 i 1966. També és el nom d'un observatori astronòmic format per dos telescopis de vuit metres, cadascun situat en un hemisferi. A Mauna Kea a Hawaii, l’ observatori Gemini North va ser posat en marxa l’any 2000. I avui, revela els secrets d’un objecte celeste allunyat i fins ara evasiu.

L' astrònom de la NASA Steve Howell diu: "Per a nosaltres, Kepler-13b seguia sent un misteri. Era una estrella de baixa massa o un exoplaneta calent com Júpiter? Els investigadors ho van poder concloure gràcies a l'instrument d'imatge Alopeke d'alta resolució (que significa guineu en hawaià). En només quatre hores curtes d’observació.

Saber-ne més.

Cada minut, Alopeke registra 1.000 exposicions de 60 mil·lisegons cadascuna. Què, després d’un tractament matemàtic, s'obtenen imatges lliures dels efectes nocius de les turbulències atmosfèriques. Una tècnica proposada per l’astrònom francès Antoine Labeyrie als anys 70. L’observatori Gemini South està equipat amb un instrument similar, anomenat "Zorro".

L’instrument va permetre als astrònoms supervisar simultàniament les dues estrelles que formen el sistema Kepler-13, situat a uns 2.000 anys llum de la nostra Terra , mentre vigilaven els canvis de lluentor durant el trànsit del suposat exoplaneta. I aixó és el que van revelar les dades recollides.

És gràcies a un instrument d’imatge d’alta resolució i al potent telescopi Gemini North

que els astrònoms de la NASA han aconseguit desxifrar els secrets que amaga
l’exoplaneta Kepler-13b. © Denys, Viquipèdia, CC by-sa 3.0 

Un exoplaneta gegant al voltant de l'estrella més brillant

Una forta disminució de la llum de Kepler A durant el trànsit demostra que estem en presència d’un planeta gegant, d’una mida propera a la de Júpiter. I a més, orbitant a l'estrella més brillant del sistema binari.

Però és comparant imatges enregistrades en la longitud d'ona del roig i el blau que els astrònoms podrien aclarir realment la naturalesa de Kepler-13b. Expliquen de fet un forat dues vegades més profund en la llum blava de l'estrella que en la llum vermella, perquè l'exoplaneta responsable està calent, amb una atmosfera molt extensa, que bloqueja la llum blava de manera més eficaç. Una atmosfera extensa que probablement deu a la seva exposició a la intensa radiació de la seva estrella hoste.

Aquest treball hauria d’obrir el camí per a molts més. Perquè aproximadament la meitat dels exoplanetes coneguts giren al voltant de dobles estrelles. I per entendre aquests sistemes complexos, els astrònoms tenen ara "tecnologies [imatges d'alta resolució associades a telescopis potents] capaços de fer observacions sensibles al temps i examinar detalls fins amb una claredat excepcional". Conclou Steve Howell.  

Ho he vist aquí.