26/11/2019

Per què es mouen les roques a la Vall de la Mort?

Clic per engrandir.

Roques que es mouen sense l’ajuda de ningú i deixen rastres dels seus moviments a l’argila: això és el que intriga i fins i tot condueix als escenaris més onírics. Bromistes extraterrestres? Potències paranormals? Armes secretes provades pels militars? El misteri de Racetrack Playa probablement té una explicació molt més senzilla.

L'indret conegut com a Racetrack Playa, una zona extremadament plana al nord-oest de Death Valley (Vall de la Mort), Califòrnia, al bell mig de les muntanyes, a gairebé 1.200 metres sobre el nivell del mar. Aquest llac està sec la majoria dels dies de l'any. Les inundacions a l’hivern o a la primavera la cobreixen des de fa temps. Des de fa un segle, ens sorprèn que aquests còdols, els més pesants pesen més de 300 kg, i a on cadascun deixa un rastre del seu lliscar, de fins a 900 metres. Moviments que ningú no ha vist mai en directe. 


Els científics creuen que tenen la clau del misteri, tal com es mostra en aquest vídeo que acompanya al post. Baixades des de les muntanyes circumdants per les esllavissades, aquestes roques es veurien empeses pels violents vents que predominen a l’hivern, i que bufen fins a 145 km/h. El sòl, argilós, seria extremadament relliscós després de les inundacions i deixa una fina capa d’aigua líquida o fins i tot una pel·lícula de gel després de les gelades nocturnes. 

Amb una força de fregament molt baixa, la força dels vents és suficient per moure les roques. Els moviments també segueixen la direcció dels vents predominants i dibuixen ziga-zagues en zones on el vent és turbulent pel terreny circumdant.

Per altra banda, aquest indret ens regala uns cels magnífics, degut a la seva transparència i manca de contaminació, per poder gaudir de la observació del cel nocturn. 

Clic per engrandir


Ho he vist aquí.

25/11/2019

L’esclat de rajos gamma més potent mai descobert a l’univers

Clic a la imatge per engrandir.

No és cap novetat que les explosions de raigs gamma són les explosions més potents que es poden observar al nostre univers. Però, els astrònoms anuncien que han registrat ràfegues de raigs gamma amb una energia rècord.

Un cop al dia, en algun lloc del nostre univers, ocorre el que els astrònoms anomenen esclat gamma. Un flaix de fotons molt breu, però extremadament energètic. Els investigadors creuen que aquests flaixos delaten el naixement cataclísmic d'un forat negre després de col·lisions d'estrelles de neutrons o explosions de supernoves. Les explosions dels raigs gamma són les explosions més poderoses que coneixen els astrònoms. Solen alliberar més energia en pocs segons que el nostre Sol durant tota la seva vida.

Però la seva detecció continua sent delicada. Fins avui, es fa bàsicament a través de telescopis espacials. Malauradament, els seus detectors no són sensibles a rajos gamma d’energia molt elevats. I ningú no sabia realment el poderosos que podrien ser. Fins fa uns mesos, diversos equips internacionals, inclosos investigadors del CNRS, detecten finalment i de manera independent, explosions gamma d’energia extrema.

Per entendre l’energia colossal detectada pels investigadors, cal saber quee la llum visible es troba
en un rang d’energia d’uns 1 a 3 volts d’electrons. © Desy, Science Communication Lab
Recordem que a la configuració del vídeo podeu triar l'idioma dels subtítols

Un primer esclat gamma l’estiu del 2018

Alertats per observacions de dos telescopis espacials de la NASA, Swift i Fermi, astrònoms que van operar el sistema estereoscòpic d’alta energia (HESS) a Namíbia el juliol del 2018, van ser els primers a detectar (des del terra), els raigs gamma d'elevada energia d’un esdeveniment anomenat GRB 180720B i que es va produir a no menys de sis mil milions d’anys llum de la nostra Terra. Es van registrar gairebé 120 fotons amb una energia d’entre 100 i 440 GeV, (entre 100 i 440 mil milions d’electró-volts). Capturat, a més, gairebé deu hores després de l’aparició del creixement dels raigs gamma i durant una durada de dues hores.

Es va demostrar per primera vegada la presència de partícules accelerades a energies extremes en ràfegues de raigs gamma. Però també per destacar que aquestes partícules encara existeixen, o es creen, molt després de l'esclat inicial. La hipòtesi més probable és que l’explosió inicial provoca la formació d’un raig de plasma que, quan es troba amb el medi interestel·lar, s’alenteix i crea una ona de xoc que després actua com a “accelerador còsmic de partícules” .

Els investigadors creuen que les partícules carregades son desviades cap als forts camps magnètics generats per l'explosió. Després emeten l’anomenada radiació de sincrotró, similar a la radiació produïda en els acceleradors de partícules a la Terra. Per assolir els nivells d’energia detectats el juliol de 2018 pels astrònoms, els fotons de sincrotró probablement xoquen amb les partícules ràpides que els han generat, en un pas anomenat dispersió de Compton inversa.

Un dels esclats de raigs gamma de molta alta energia vistos per la xarxa de telescopis HESS.
La creu vermella indica la posició a l’inici, determinada a partir de
mesures òptiques. © Abdalla et al., HESS Collaboration

Comprendre millor aquests fenòmens extrems

Els investigadors del Telescopi de raigs gamma per emissió de radiació Cherenkov a l'atmosfera (Magic) a l'illa de La Palma (Espanya) van registrar, el gener de 2019, rajos d'una altra ràfega de ràdio gamma, anomenada GRB 190114C, i que va succeir fa prop de quatre mil milions d'anys llum de nosaltres. "Hem començat a observar l'esdeveniment només 57 segons després de la seva detecció inicial i en 20 minuts vam registrar al voltant de mil fotons d'energies entre 0,2 i 1 TeV (entre 200 i 1.000 mil milions de electró– volts). Aquests són, amb molt, els fotons més energètics descoberts mai al voltant d’un esclat gamma", afirma Cosimo Nigro, astrònom del grup Magic.

Per entendre l’origen d’aquests fotons, un tercer equip va optar per estudiar la regió mitjançant el Telescopi Espacial Hubble. Una regió en què hi ha dues galàxies en interacció. "Les nostres observacions suggereixen que l'esdeveniment es va produir al centre d'una galàxia massiva i brillant, en un entorn molt dens", diu Andrew Levan, astrònom de la Universitat Radboud (Països Baixos). "És insòlit i això podria explicar la força de l'emissió".

Més enllà d’això, els astrònoms també s’han adonat que abans mancaven aproximadament la meitat del “pressupost energètic” dels esclats de raigs gamma. Ja que a les mesures demostren que l’energia alliberada en els rajos gamma d’energia molt elevada és comparable al conjunt de la quantitat de radiació emesa a totes les energies inferiors. Un resultat qualificat pels investigadors de "notable". I què és probable que faci avançar la comprensió d’aquest tipus de fenòmens violents. Fins i tot abans de la posada en funcionament de la propera generació d’observatoris de raigs gamma, com ara el Cherenkov Telescope Array, que constarà de 100 instruments repartits en dos llocs, un a l’hemisferi nord, a La Palma, i l’altre a l’hemisferi sud, al costat del Cerro Paranal (Xile). Les seves primeres observacions, però, no haurien de produir-se abans del 2023.

23/11/2019

Catàleg Charles Messier. Objecte M61

Aquesta imatge del Hubble del centre de M61 està composta d'observacions preses en
llum visible, infraroja i ultraviolada. És la imatge més detallada que el Hubble
ha pres del nucli de la galàxia. Crèdit imatge: ESA/Hubble i NASA agraïment: Detlev Odenthal.
Clic a la imatge per engrandir.


Descoberta el 1779 per Barnabus Oriani.

Messier 61 (M61, NGC 4303) és una considerable galàxia espiral a la part més austral del Cúmul de Galàxies de la Verge.

M61 va ser descobert per Barnabus Oriani el 5 de maig de 1779 quan seguia a l'estel d'aquell any, 6 dies abans de la descoberta de Charles Messier, qui ho havia vist el mateix dia que Oriani però la va confondre amb el cometa. Messier encara la va confondre per dos nits més, fins que es va adonar que no es movia. Pel que fa a un petit nombre d'altres, a aquest objecte se li va assignar un nombre propi, H I.139, per William Herschel, qui normalment evitava donar números propis als objectes de Messier, quan ho va observar i va catalogar el 17 d'abril de 1786.

M61 és una de les galàxies més grans de el cúmul de la Verge; els seus 6 minuts d'arc de diàmetre es corresponen a uns 100.000 anys llum, similar a el diàmetre de la Via Làctia. La seva magnitud de 10 es correspon a una magnitud absoluta de -21,2.

S'han observat 7 supernoves a M61 (una d'elles incerta):

    1926A (mag. 12.8) va ser descoberta per Wolf i Reinmuth,
    1961I (mag. 13, Humason),
    1964F (mag. 12, Rosino),
    1999gn (mag. 13.4, Dimai),
    2006ov (mag. 14.8, Itagaki),
    2008in (mag. 14.3, Itagaki), i
    2014dt (mag. 13.2, Itagaki).

NED dóna els següents tipus i (valors alternatius per) màxims a: SN 1926A, tipus IIL, 14pv; SN 1961I, tipus II, 13.0; SN 1964F, tipus I, 14.0. La Supernova 1961I va aparèixer als braços de l'espiral, a uns 82" de centre, i va ser fotografiada per l'observatori Lick, veure per exemple Burnham. S'ha descobert que 3 supernoves més recents; SN 1999gn, SN 2006ov i SN 2008in, són de tipus II, mentre que SN 2014dt és de tipus Ia-pec.

Se sospitava que un altre objecte era una supernova a M61: PSN J12215513+042.816.169, descobert pel Lick Observatory Supernova Search (LOSS: Observatori LICK de Cerca de supernoves) al març de 2014, amb una magnitud de 19.0, però segueix sent feble i és més probable que hagi estat una Nova ordinària en M61.

Amb la seva setena supernova parpellejant, M61 s'ha apoderat de la marca actual del rècord que havia estat prèviament mantinguda per M83 amb 6, per liderar les estadístiques de les galàxies Messier. En el moment de redactar aquest document (desembre de 2014), es troba a dos SNE darrere de titular del rècord absolut, NGC 6946.






19/11/2019

El Hubble troba a Medusa al cel

Clic per engrandir.

La galàxia fotografiada en aquesta imatge del Hubble té un nom especialment evocador: la fusió de Medusa.

Sovint esmentada de forma austera al New General Catalogue com NGC 4194, no es tracta només d'una entitat, sinó de dues. Una galàxia primitiva va consumir un sistema més petit ric en gas, llançant corrents d'estrelles i pols a l'espai. Aquests rierols, vistos elevant-se des del cim de la galàxia fusionada, s'assemblen a les serps recargolades que Medusa, un monstre de la mitologia grega antiga, tenia en el seu cap en lloc de pèl, el que li dóna a l'objecte el seu intrigant nom.

La llegenda de Medusa també sostenia que qualsevol que veiés el seu rostre es transformaria en pedra. En aquest cas, podeu delectar la vostra mirada sense por al centre de la galàxia fusionada, una regió coneguda com l'ull de Medusa. Tot el gas fred que s'acumula aquí ha desencadenat un esclat de formació estel·lar, el que fa que destaqui brillantment contra el fosc teló de fons còsmic.

La fusió de Medusa està situada a uns 130 milions d'anys llum de distància a la constel·lació de l'Óssa Major.

Aquesta imatge del Hubble va ser considerada la Imatge del Dia per la NASA el 24 d'Octubre del 2019

Text original: ESA. Crèdit imatge: ESA/Hubble i NASA, A. Adamo.

Ho he vist aquí.

18/11/2019

Catàleg Charles Messier. Objecte M60

Clic per engrandir. La galàxia el·líptica Messier 60 i la galàxia espiral NGC 4647 – Arp 116.
Crèdit imatge: NASA, ESA i the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration


Descoberta el 1779 per Johann Gottfried Koehler.

M60 és una de les galàxies el·líptiques gegants del Cúmul de Verge. Com la majoria de galàxies Messier d'aquest cúmul (situades a l'est), és l'última de la filera de tres (M58, M59 i M60) que s'aprecia en el camp visual d'un telescopi dirigit a aquesta regió de cel. A menors augments, apareix en el mateix camp visual que la galàxia M59 (25 min/arc).

La galàxia M60 va ser descoberta per Johann Gottfried Koehler l'11 d'abril de 1779 al costat de la seva veïna M59, mentre seguia el cometa d'aquest any. Un dia després, i de manera independent, va ser detectada per Barnabus Oriani, que no va advertir la galàxia M59, i quatre dies després, el 15 d'abril de 1779, per Charles Messier, qui també va descobrir la contigua M58. Messier descriu la galàxia M60 com "una mica diferent" de les galàxies M58 i M59.

A una distància de 60 milions d'anys llum, el diàmetre visible d'aquesta galàxia, de 7x6 min/arc, es correspon amb un diàmetre lineal de 120.000 anys llum. No obstant això, amb telescopis no professionals només s'aprecia la seva regió central brillant, d'un diàmetre de 4x3 min/arc. La seva magnitud aparent de 9 la converteix en una galàxia molt brillant de magnitud absoluta -22,3, que correspon a una lluminositat intrínseca de 60 milers de milions de sols, quantitat considerablement més gran que els 300 milions esmentats en l'àlbum Messier de Malles/Kreimer.

Clic per engrandir. Arp 116 amb anotacions. Aquesta imatge és un mosaic d'imatges en
llum visible e infraroja fetes per la Càmera Avançada de Sondejos del Hubble (ACS) i
la Càmera Planetària de Campo Ample 2 (WFPC2). Crèdit: NASA/ESA & Hubble.

La galàxia M60 és clarament visible amb telescopis de quatre polzades causa de la seva lànguida veïna NGC 4647, que apareix a la imatge. Aquesta peculiaritat és la causa que Halton Arp hagi inclòs a la M60 amb el número 116 en el seu Catàleg de Galàxies Peculiars (Catalogue of Peculiar Galaxies), com una galàxia "el·líptica propera i desestabilitzadora d'una galàxia espiral".

Les fotografies obtingudes amb telescopis grans, com aquesta, mostren un sistema més gran de cúmuls globulars febles; segons les llista de WE Harris, la galàxia M60 té un nombre estimat d'uns 5.100 en el seu halo.

El telescopi espacial Hubble ha investigat el nucli de la galàxia M60 i ha trobat evidències que conté un objecte central massiu d'uns dos mil milions de masses solars.

Una supernova, la SN 2004W, va ser descoberta en la M60 quan ja s'havia situat en una magnitud aparent de 18,8. Es va classificar dins del subtipus sublluminós del grup Ia. Probablement va mostrar un canvi d'intensitat en la seva lluentor uns sis mesos abans, però aquest va passar desapercebut pel fet que la M60 estava pròxima a la seva conjunció solar.








17/11/2019

Hem resolt el misteri de les estrelles hiper-ràpides?


Les estrelles hiper-ràpides es mouen de mitjana 10 vegades més ràpid que les altres estrelles de la Via Làctia. L’estudi d’una d’ellas, anomenada S5-HVS1, confirma en el seu cas la teoria proposada per explicar aquests astres atípics.

Els arqueòlegs galàctics estan intentant reconstruir la història de la Via Làctia, en primer lloc perquè és la nostra Galàxia, on van néixer les estrelles en l’origen dels elements químics que formen el Sistema Solar, el Sol i la Terra però també probablement perquè ens pot parlar dels mecanismes d’evolució d’altres galàxies.

Els astrònoms estudien els corrents gravitacionals de les estrelles, és a dir, els filaments dels estels arrencats per la gravetat de la Via Làctia de les galàxies nanes que passaven massa a prop. Existeix també una campanya d’observació de l’Hemisferi Sud anomenada Southern Stellar Stream Spectroscopic Survey (Estudi espectroscòpic del corrent Estel·lar del Sud i abreujada com a S5). Aquesta ha fet fa poc un descobriment molt interessant, en relació amb les observacions fetes amb el Rolls-Royce de les missions d’astrometria: Gaia.

Tal com expliquen els investigadors en un article d’accés públic publicat a Monthly Notices de la Royal Astronomical Society, es tracta del descobriment d’una estrella d’hiper-velocitat, amb una velocitat de 6 milions de quilòmetres per hora, que supera la velocitat d’alliberament de la Via Làctia i que farà que abandoni la nostra galàxia. Anomenada S5-HVS1, es va descobrir a la constel·lació de la Grua mitjançant el Telescopi Anglo-Australià.

Una animació que mostra el principi del mecanisme Hills probablement en l'origen de
les estrelles hiper-ràpides. © James Josephides (Swinburne Astronomy Productions)

Estrelles catapultades per les forces gravitacionals d’un forat negre

Es coneixen aproximadament una vintena d’aquestes estrelles amb una velocitat de l’ordre de 1.000 km/s a ​​la Via Làctia (per refrescar la memòria; les estrelles de la nostra galàxia es mouen generalment a velocitats 10 vegades inferiors). S’han observat des del 2005 però la seva existència va ser prevista teòricament el 1988 per l’astrònom Jack G. Hills, conegut pel seu treball sobre dinàmiques estel·lars. Per explicar les velocitats atípiques d’aquestes estrelles, de fet descobertes posteriorment, l’investigador havia implicat sistemes binaris passats massa a prop de forats negres supermassius al cor de les grans galàxies.

Però fins al moment no s’havia obtingut cap indici realment sòlid de la teoria del que s’anomena mecanisme Hills, tot i que ja hi havia algunes observacions en aquest sentit. Tanmateix, S5-HVS1 passa relativament a prop del Sol a l’escala de la Via Làctia, més precisament a una distància d’uns 29.000 anys llum. Els investigadors van tenir, per tant, mesures prou bones per permetre que reconstruïssin una trajectòria passada, que condueix precisament a les afores del Sgr A*, el forat negre supermassiu de la nostra galàxia.

Els càlculs mostren que fa uns 4,8 milions d’anys, abans que aparegués l'australopitec, una estrella binària va passar massa a prop del nostre forat negre galàctic. Les forces gravitacionals van separar llavors les dues estrelles i una va ser projectada cap al medi intergalàctic, a una velocitat de l'ordre de 1.800 quilòmetres per segon inicialment, un mitjà al qual s'unirà en un futur molt proper a l'escala de temps característica d’una galàxia.

Ara hi ha, per tant, motius addicionals per creure que totes les estrelles d’hiper-velocitat de la Via Làctia troben el seu origen en el mecanisme Hills.

HE 0437-5439, l'estrella hiper-ràpida que fuig de la nostra galàxia

A prop de tres milions de quilòmetres per hora, propulsada per un efecte gravitatori, es precipita cap a l'espai intergalàctic: HE 0437-5439 és una estrella hiper-ràpida. Aquest tipus de bòlid és molt rar. N'hi han comptades 16 fins ara. El Telescopi Espacial Hubble en segueix el seu curs.

El 2005 es va descobrir la primera estrella hiper-ràpida, HE 0437-5439. Aquest descobriment el va fer Warren Brown, del Centre d’Astrofísica Harvard-Smithsonian, quan utilitzava un dels quatre telescopis de la xarxa VLT (Very Large Telescope). Des de llavors, aquest astrònom ha trobat 14 de les 16 estrelles amb hiper-velocitat conegudes fins avui en dia.

Desplaçant-se a 722 quilòmetres per segon (2,6 milions de quilòmetres per hora), HE 0437-5439 es desplaça el doble de velocitat que la velocitat necessària per alliberar-se de l’atracció gravitatòria de la nostra galàxia i tres vegades més ràpida que el Sol. Per Warren Brown, "en circumstàncies normals les estrelles no es mouen tan ràpid. Es necessita un esdeveniment excepcional per poder fer-ho"

Ja se sabia que una supernova podria donar llum una estrella hiper-ràpida: l'expulsió de les capes exteriors de l'estrella moribunda a diversos milions de quilòmetres per hora pot no ser simètrica i provocar un efecte de reacció que propulsi l' estrella de neutrons en sentit contrari. Una situació observada a RX J0822-4300. Però per a HE 0437-5439, que ja es troba a 200.000 anys llum del centre del nostre disc galàctic, a les seves afores, Brown i el seu equip han trobat un altre accelerador.

Clic per engrandir. L’estrella hiper-ràpida HE 0437-5439 fotografiada pel Telescopi
Espacial Hubble. Crèdit: NASA/ESA/O. Gnedin/W. Brown

Un forat negre com una fona còsmica

Gràcies a les observacions dutes a terme amb el Telescopi Espacial Hubble, Brown i el seu equip van poder mesurar el moviment de l'estrella i tornar al seu punt de partida: el forat negre al centre de la nostra galàxia! Després van idear un escenari per explicar què podria haver passat: Fa cent milions d’anys, HE 0437-5439 formava un trio d’estrelles al cor de la nostra galàxia: dues en òrbita propera i una altra més lluny. Aquest última va ser absorbida quan s’acostava al forat negre central mentre un efecte gravitatori de fona impulsà les altres dues estrelles a gran velocitat. Mentre fugia del centre galàctic, la parella estel·lar continuà la seva evolució: l’estrella més massiva, convertida en geganta vermella, va acabar absorbint la seva veïna per donar com a resultat la geganta blava que actualment observem; HE 0437-5439.

Aquest escenari, que explica la posició i la velocitat actual de la estrella hiper-ràpida, també té el mèrit de resoldre un altre trencaclosques. La hipòtesi de la fusió d’una estrella binària que permet explicar la naturalesa de l’estrella observada actualment (HE 0437-5439 és un gegant blau l’esperança de vida inferior a 20 milions d’anys) i la seva edat real, almenys 100 milions d’anys. Al 2008, un altre equip d’investigadors (A. Bonanos/M. Lopez-Morales del Carnegie i els seus col·laboradors) havien imaginat un altre escenari: segons ells, HE 0437-5439 havia estat expulsat del gran núvol de Magallaes, molt més aprop d’on les abundàncies relatives de certs elements químics són comparables a la composició de l’estel hiper-ràpid.

Brown i el seu equip ara utilitzaran el Telescopi Espacial Hubble per intentar mesurar la velocitat d’altres quatre estrelles d’hiper-velocitat per deduir-ne l’origen.

Clic per engrandir. Aquesta imatge artística representa les diferents etapes de l’escenari
desenvolupat per Warren Brown i el seu equip per explicar l’evolució de l’estel
hiper-ràpid HE 0437-5439. © Nasa/ESA/A. Feild (STScI).

Descripció del gràfic:

1 Un sistema de tres estrelles es mou aprop del forat negre en el centre de la Via Làctia.

2 Una estrella cau cap al forat negre, el par binari retrocedeix i es expulsat.

3 El sistema binari deixa la galàxia

4 El binari es fusiona per a formar una esmunyedissa blava

5 L'esmunyedissa blava s'allunya de la galàxia


Ho he vist aquí

14/11/2019

Catàleg Charles Messier. Objecte M59


Descoberta el 1779 per Johann Gottfried Koehler.

La galàxia M59 és membre del Cúmul de Virgo i una de les galàxies el·líptiques més grans d'aquest, tot i que és considerablement menys lluminosa i massiva que les grans el·líptiques M49, M60 i, sobretot, M87. És bastant aplanada: diverses fonts proporcionen valors de elipticitat de E3-E5 (el redactor estima E5, és a dir, el seu eix més llarg és aproximadament el doble del més petit, però els nostres valors per la seva dimensió són més propers a E3). A una distància de 60 milions d'anys llum, el seu eix més llarg, de 5 min/arc, és propi d'una extensió lineal de 90.000 anys llum. Segons el llistat de WE Harris, la galàxia M59 té un sistema de 1.900 (+/- 400 cúmuls globulars), una quantitat considerablement menor que la de les tres gegantes esmentades, però més gran que la de la nostra Via Làctia.

A la nostra imatge superior, la galàxia M59 és l'el·lipse elongada de la zona inferior esquerra, mentre que en el costat dret es troben la galàxia M60 i el seu acompanyant NCG 4647. A la part superior està la tot just perceptible NCG 4638, una el·lipse amb magnitud fotogràfica 12,2. Bill Arnett facilita dues imatges de la M59 en la seva col·lecció DSSM:

M59 va ser descoberta per Johann Gottfried Koehler l'11 d'abril de 1779, al costat de la galàxia propera M60, en ocasió de l'observació de l'estel d'aquell any. També examinant el cometa va descobrir Charles Messier, quatre dies després, les dues galàxies -el 15 d'abril d'aquest any- i al costat d'elles, la M58, que Koehler no havia advertit. Messier va assenyalar que la galàxia M59 era tan visible com la M58, però més feble que la M60.

Clic per engrandir. Imatge del Hubble que mostra la galàxia el·líptica Messier 59.
Aquesta imatge composta d'exposicions separades fetes per la Càmera de Camp Ampli
i Planetària 2 (WFPC2) i la Càmera Avançada de Sondejos (ACS) del Hubble.
Es van utilitzar quatre filtres per mostrejar diverses longituds d'ona. El color és el resultat d'assignar
diferents colors a cada imatge monocromàtica associada a un filtre individual.
Crèdit de la imatge: NASA/ESA/Hubble/P. Cote.










Per què fa olor quan plou?

Heu sentit una olor especial després de ploure?

Per què fa olor quan plou?

És habitual, si fa temps que no ha plogut, que els primers ruixats vinguin acompanyats amb una olor característica. Moltes persones comenten que fa olor a pluja o a terra mullada. Per què passa això? I quin és el nom d'aquesta olor?

El nom que rep aquesta olor, que es produeix quan plou en sòls secs, sobretot quan fa molt de temps que no ha plogut, és petricor. Aquest terme va ser creat originalment el 1964, en anglès, per dos geòlegs australians: Isabel Joy Bear i R. G. Thomas. Va aparèixer per primera vegada a la revista Nature (993/2). Al seu article, els autors ho van descriure com "l'olor que deriva d'un oli traspuat per certes plantes durant períodes de sequera". Aquest oli queda absorbit a la superfície de les roques, principalment les sedimentàries com les argilenques, i en entrar en contacte amb la pluja són alliberats a l'aire juntament amb un altre compost: la geosmina. La geosmina és un producte metabòlic de certs actinobacteris. L'emissió d'aquests compostos és el que produeix l'aroma característica, a la qual també es pot afegir la de l'ozó, si a més a més hi ha activitat elèctrica.


En un treball posterior, Bear i Thomas (1965) van demostrar que aquests olis aromàtics retarden la germinació de les llavors i el creixement de les plantes. Això podria indicar que les plantes traspuen aquests olis amb la finalitat de protegir a les llavors, evitant que germinin en èpoques de sequera. Després de períodes de sequera en zones desèrtiques, el petricor és molt més perceptible i penetrant quan arriba el període de pluges. Per la seva complexa composició (més de 50 substàncies), el petricor no s'ha pogut sintetitzar.

El 2015, científics del MIT van fer servir càmeres d'alta velocitat per a mostrar com aquesta olor s'introdueix a l'aire. Van filmar gotes de pluja caient en 16 superfícies diferents, variant la intensitat i l'altura de la caiguda. Van descobrir que en colpejar una superfície porosa, es creen petites bombolles dins la gota. Aquestes augmenten de grandària i suren cap amunt. En arribar a la superfície, es trenquen i alliberen una "efervescència d'aerosols" a l'aire, els quals transporten l'aroma. Ho podeu veure al següent vídeo:

Vídeo produït i editat per Melanie Gonick/MIT

Fent servir càmeres d'alta velocitat, els investigadors del MIT van observar que quan una gota de pluja colpeja una superfície, atrapa petites bombolles d'aire en el punt de contacte. Com en una copa de cava, les bombolles s'eleven cap amunt i, en última instància, esclaten i s'alliberen en forma d'aerosols.

Els investigadors sospiten que en ambients naturals, els aerosols poden contenir elements aromàtics, juntament amb bacteris i virus emmagatzemats a terra. Aquests aerosols poden ser alliberats durant pluges lleugeres o moderades, i després es propaguen amb les ràfegues de vent.

Si la superfície és més porosa, augmenta el nombre de bombolles i partícules alliberades a l'atmosfera. Si la pluja és massa forta, no arriben a desplaçar-se prou. Per tant, que les olors siguen més o menys intenses, depèn de si fa temps que ha plogut i de la qualitat de la superfície i de la precipitació.

Enregistrar a alta velocitat

Els investigadors van fer fins a 600 experiments amb 28 tipus de superfície: 12 materials sintètics i 16 mostres de sòl. A més de comprar sòls comercials, Joung va prendre mostres dels tipus de sòl que hi ha als voltants del MIT i al llarg del riu Charles, a Boston (EUA), que passa pel costat del campus del MIT.

Després van construir un sistema de càmeres d'alta velocitat per capturar l'impacte de les gotes. En poder observar la caiguda d'una gota 250 vegades més a poc a poc que la seva velocitat real, les seqüències obtingudes van revelar un mecanisme que ningú havia observat fins ara: quan la gota topa amb la superfície comença a esclafar-se i, simultàniament, petites bombolles es creen en el punt de contacte amb el sòl, travessen la gota i es desprenen a l'aire. Depenent de la velocitat de caiguda de la gota i les propietats de la superfície on cau, un núvol d'“aerosols frenètics” es dispersa.

Clic per engrandir. La generació d'aerosols després de l'impacte de les gotes en un medi
porós és un procés de tres passos, que consisteix en la formació de bombolles, el creixement
de bombolles i l'esclat de les mateixes. Imatge cortesia de Youngsoo Joung

“Els anomenem frenètics perquè es poden generar centenars de gotes d'aerosol en un període curt de temps, de pocs microsegons“
, explica Joung. “A més, hem descobert que es pot controlar la velocitat de generació d'aerosols depenent de les propietats del sòl i la velocitat d'impacte", afegeix.

Joung continua fent experiments similars, utilitzant superfícies impregnades amb bacteris del sòl i patògens com E. coli per observar com els contaminants es poden dispersar a causa de les pluges. En la seva investigació actual també es van dipositar tints en les superfícies i, posteriorment, van comprovar que les gotes d'aerosol dispersades eren capaces d'arrossegar-los, la qual cosa confirmaria que aquest mecanisme pot dispersar les substàncies dipositades al sòl.

“Per prevenir la transmissió de microorganismes de la natura als humans necessitem comprendre els mecanismes que fan servir. Gràcies a aquest estudi hem descobert un d'aquests mecanismes”, conclou Joung.


Ho he vist aquí


12/11/2019

Magnífic el trànsit de Mercuri vist des de l’espai

Clic per engrandir. Crèdit. NASA/Bill Ingalls

El satèl·lit SDO, (Sigles en anglès d'Observatori de Dinàmica Solar) dedicat a l'observació contínua del Sol, no es va perdre ni un instant del trànsit de Mercuri de l'11 de novembre. Podreu veure aquí aquest poc corrent espectacle al cel, vist des de l’espai, des del principi fins al final.

El temps no va ser seré a tot arreu l'11 de novembre, mentre Mercuri va lliscar davant del Sol. Un problema que òbviament desconeixen els telescopis en òrbita al voltant de la Terra com el famós Hubble, principalment dirigit cap a objectes llunyans del cosmos o el satèl·lit SDO (Solar Dynamics Observatory), menys conegut que el Hubble, i que contínuament mira cap a l’objecte més brillant del nostre Sistema Solar: el Sol.

Un petit punt mòbil al Sol

L'observatori espacial estava, per descomptat, en primera fila per seguir aquest trànsit planetari, un fet astronòmic bastant rar, des del principi (al voltant de les 12 de la tarda UT) fins al final (18 h 08 UT). A més del mal temps, en alguns llocs, només es va poder admirar una part d'aquesta trobada de Mercuri amb el Sol, l'última abans del 2032. A més, aquest vídeo ens ofereix una esplèndida sessió de la captura.

Començant al voltant de les 12:00 i fins les 18:08 UTC de l'11 de novembre de 2019, l'Observatori
de
Dinàmica Solar (SDO) de la NASA va observar com Mercuri es movia a través del Sol. SDO
observa al Sol en una varietat de longituds d'ona de llum en l'ultraviolat extrem.
Crèdit:Centre Goddard de vols espacials de la NASA/Genna Duberstein

Així, veiem passar la silueta del petit planeta rocós (2,6 vegades més petit que la Terra), lluny, a uns 60 milions de quilòmetres del Sol, el puntet fosc, davant del disc solar molt brillant. Controlant l'activitat de la nostra estrella en una àmplia gamma de longituds d'ona, SDO ha produït una àmplia varietat de seqüències sobre un mateix tema, aquí reunides juntes per obtenir un resultat captivador on contemplem, descobrim i redescobrim detalladament en detall la bellesa del nostre Sol.

Pots veure aquí, una col·lecció d'imatges del SDO del trànsit de Mercuri.

Veure més articles del blog sobre el SDO, fent un clic aquí.

Clic per engrandir. Crèdit: NASA/SDO

09/11/2019

Catàleg Charles Messier. Objecte M58

Clic per engrandir. La galàxia espiral barrada Messier M58.
Crèdit: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/Universitat d'Arizona.

Descoberta el 1779 per Charles Messier.

M58 és una de les quatre galàxies espirals barrades (els braços de l'espiral comencen en els extrems d'una barra central en comptes d'en un nucli) del catàleg de Messier, les altres són M91, M95 i M109, encara que de vegades es classifica com a espiral intermèdia entre normal i barrada; per exemple, en el Catàleg de Galàxies properes (Nearby Galaxies Catalog) de R. Brent Tully. És una de les galàxies més lluminoses del Cúmul de la Verge.

Charles Messier va descobrir la galàxia M58 alhora que les aparentment properes galàxies el·líptiques M59 i M60, mentre feia el seguiment de l'estel de 1779, i la va catalogar el 15 d'abril d'aquell mateix any. M58 és una de les galàxies espirals identificades més aviat, i va passar a formar part d'una llista elaborada per Lord Rosse com una de les 14 "spiral nebulae" (nebulosa espiral en llatí) descobertes fins a 1850.

Amb els telescopis més petits es veu semblant a les galàxies el·líptiques de Verge, mostrant només el seu nucli brillant. Sota bones condicions, telescopis de quatre o més polzades evidencien un halo de lluminositat desigual amb condensacions, que sembla coincidir amb àrees més brillants dels braços de l'espiral. Una insinuació de la barra de la galàxia M58 es pot percebre amb telescopis de al menys 8 polzades, com una "extensió del nucli central en direcció est-oest" (Kenneth Glyn Jones).

S'han observat dos supernoves a la galàxia M58: la supernova de tipus II, 1998a, descoberta per Ikeya el 18 de gener de 1988, 40" al sud del nucli amb magnitud aparent 13,5, i la supernova de tipus I, 1989M, descoberta per Kimeridze el 28 de juny de 1989, amb magnitud aparent 12,2 i a 33" N, 44" O del centre de la galàxia M58.





Els cúmuls globulars joves sorprenen als astrònoms

Clic per engrandir. Crèdit NASA/ESA-Hubble

Es considera que els cúmuls globulars són objectes còsmics particularment antics. Formats al començament de la història del nostre univers. Però gràcies a les dades proporcionades pel Telescopi Espacial Hubble, els astrònoms n'han descobert d'altres més joves.

Els cúmuls globulars es corresponen a concentracions molt denses d’estrelles en òrbita al voltant dels nuclis de galàxies. La nostra Via Làctia només en té uns 150. En podem trobar entre 10 i 20.000 al voltant de galàxies gegants situades al centre dels cúmuls de galàxies. Els astrònoms suposen que es van formar molt aviat en la història del nostre univers, l'edat que se l'hi estima actualment és de 13.800 milions d'anys. Al mateix temps que les primeres galàxies.

Però els investigadors de la Universitat de Hong Kong revelen avui que els cúmuls globulars en òrbita al voltant de la galàxia gegantina al centre del cúmul de Perseu (situat al voltant d'uns 250 milions d’anys llum de la nostra Terra) no són tots tan antics com s’esperava. Molts d’ells, de masses molt variables, fins i tot s’haurien format durant els darrers mil milions d’anys. 

Clic per engrandir. Aquesta imatge presa pel Telescopi Espacial Hubble mostra; en blau,
revela cúmuls globulars joves, (menys d’un milió d’anys) i en vermell, taronja i blanc,
la xarxa filamentosa de gas fred que s’estén fins als confins de la galàxia gegant situada
al centre del cúmul de Perseu. © Universitat de Hong Kong

Una explicació a alguns misteris

Es creu que aquests joves cúmuls globulars estan estretament relacionats amb la complexa xarxa filamentosa d'un gas fred que s'estén fins als confins de la galàxia gegant. Els cúmuls de nova formació haurien sorgit allà i després haurien caigut a la galàxia gegant com la pluja que cau dels núvols. El que explica tant la gran quantitat de cúmuls presents al voltant d’aquest tipus de galàxies com l’àmplia gamma de colors que mostren, colors relacionats amb l’edat dels cúmuls.

També cal entendre per què hi ha galàxies gegants (la seva mida és fins a deu vegades més gran que la de la Via Làctia), al centre de cúmuls de galàxies. Els cúmuls globulars de massa relativament baixa, de fet, són probablement arrossegats per la galàxia que absorbeix les seves estrelles per créixer.



06/11/2019

La Supernova Tycho: La mort d'una estrella

Al 1572, l'astrònom danès Tycho Brahe va ser un dels que va observar un nou objecte brillant en la constel·lació de Cassiopea. Afegint combustible al foc intel·lectual que va iniciar Copèrnic, Tycho va mostrar que aquesta "nova estrella" estava molt més enllà de la Lluna, i va fer possible que l'univers més enllà del Sol i els planetes canviés.

Els astrònoms saben ara que la nova estrella de Tycho no era nova en absolut. Més aviat va assenyalar la mort d'un estel en una supernova, una explosió tan brillant que pot eclipsar la llum de tota una galàxia. Aquesta supernova en particular era del tipus Ia, que ocorre quan una estrella nana blanca extreu material de o es fusiona, amb un estrella companya propera fins que es desencadena una violenta explosió. L'estrella nana blanca és destruïda, enviant les seves restes cap a l'espai.

Clic per engrandir. Crèdit de la imatge: Raigs X: NASA/CXC/RIKEN & GSFC/T. Sato et al; Òptica: DSS

En les seves dos dècades de funcionament, l'Observatori de Raigs X Chandra de la NASA ha capturat imatges de raigs X sense precedents de moltes restes de supernoves.

Chandra revela un intrigant patró de grups brillants i àrees més tènues a Tycho. Què va causar aquest matoll de nusos després de l'explosió? L'explosió en si mateixa va causar aquesta aglomeració, o va ser alguna cosa que va passar després?

Aquesta última imatge de Tycho de Chandra està donant pistes. Per emfatitzar els grups en la imatge i la naturalesa tridimensional de Tycho, els científics van seleccionar dos rangs estrets d'energies de raigs X per aïllar el material (silici, en color vermell) que s'allunya de la Terra, i el que es mou cap a nosaltres (també silici, en color blau). Els altres colors de la imatge (groc, verd, blau-verd, taronja i porpra) mostren una àmplia gamma de diferents energies i elements, i una barreja de direccions del seu moviment. En aquesta nova imatge composta, les dades de raigs X de Chandra s'han combinat amb una imatge òptica de les estrelles en el mateix camp de visió del Digitized Sky Survey (DSS).

Aquesta imatge de la Supernova Tycho va ser considerada la Imatge del Dia per la NASA el 18 d'Octubre del 2019.


Ho he vist aquí.

05/11/2019

La Voyager 2 penetra en els secrets de l’espai interestel·lar


El 2012, la Voyager 1 va penetrar a l’espai interestel·lar. Una fita per a un enginy fabricat per l’home. A finals del 2018, Voyager 2 ha seguit el seu rastre. I els astrònoms revelen avui el que ha vist la sonda des de llavors. No menys de 42 anys després del seu llançament!

El 20 d'agost de 1977, la Voyager 2 va ser llançat per un coet "Titan". Fa més de 42 anys. I fa tot just un any, el 5 de novembre de 2018, es va convertir en la segona nau espacial creada per l'home a creuar el límit de l'heliosfera. Aquesta regió allargada en forma de bombolla situada sota la influència del Sol. A uns 18 mil milions de quilòmetres de la nostra Terra, la Voyager 2 va penetrar en allò que s'anomena espai interestel·lar.

Avui dia, els astrònoms publiquen una sèrie de resultats a partir de les dades transmeses pels cinc instruments de la sonda: un sensor de camp magnètic, dos instruments de detecció de partícules energètiques en diferents rangs d’energia i dos instruments d’estudi del plasma, i descriuen una imatge única (el sensor de plasma de la Voyager 1 va fallae abans d’arribar a aquest punt), això és el que es juga al costat d’aquesta frontera mítica.

A les fronteres de la influència solar

Recordem que les dades de la Voyager 1 van demostrar que l’heliosfera protegeix la Terra (i els altres planetes del Sistema Solar) en més del 70% dels raigs còsmics que es troben a l’espai interestel·lar. I és un bocí d'aquest índex el que va permetre confirmar, el novembre passat, que la Voyager 2 havia entrat en una nova regió espacial. Els seus detectors de partícules energètiques havien donat l'alarma. Mentre que la velocitat de partícules heliosfèriques (energia relativament baixa) estava en caiguda lliure, la taxa de partícules de raigs còsmics (energies molt superiors) havia augmentat notablement.

Però els investigadors encara assenyalen que la Voyager 2, igual que la seva bessona, la Voyager 1, no sembla que hagin arribat totalment a l'espai interestel·lar en si. Actualment, la sonda estaria en una mena de zona de transició. "Les dades de la Voyager 2 mostren com el nostre Sol continua interactuant fins i tot amb elements més enllà de l'heliosfera. I confirmen el que ja vam observar amb la Voyager 1", afirma Ed Stone, físic de Caltech (EUA).

Els astrònoms han descobert que les interaccions entre els vents interestel·lars i els solars
són més complexes del que havien imaginat. Voyager 2 també ha observat una heliopausa,
així és com els experts anomenen el límit de l’heliosfera, més fina i nítida, que es va creuar en
només un dia, que la que va observar la Voyager 1. Potser perquè aquest últim va aparèixer al
costat de l’heliopausa en el moment de realitzar un màxim d’activitat solar.
© Buddy_Nath, llicència Pixabay

Plasma comprimit

A més, els astrònoms ja sabien que tant l’heliosfera com l’espai interestel·lar estan plens de plasma. Tanmateix, a l'heliosfera, la teoria suggeria que havia de ser calent i rar, mentre que a l'espai interestel·lar s'esperava que aparegués fred i dens. Informació confirmada avui per ambdues sondes Voyager. Segons les dades de Voyager 2, el medi interestel·lar és de 20 a 50 vegades més dens que el medi solar.

Però els astrònoms assenyalen alguns detalls sorprenents. De fet, el 2012, Voyager 1 ja havia observat una densitat plasmàtica lleugerament per sobre de les previsions fora de l’heliosfera. Què suposa una fase de compressió. I Voyager 2 acaba de demostrar que el plasma fora de l’heliosfera també és lleugerament més alterat i calent del que s’esperava (entre 30.000 i 50.000 K mentre que la teoria deia entre 15.000 i 30.000 K), confirmant la idea de compressió. La sonda també va observar un lleuger augment de la densitat just abans de sortir de l’heliosfera, cosa que indica que el plasma també es comprimeix al voltant de la vora interior de la nostra bombolla protectora. Cal aclarir el perquè del fenomen.

Segons aquesta imatge artística, les ubicacions de les dues sondes abans que Voyager 2
surti de l’heliosfera. A la part superior, Voyager 1 ha entrat a l’espai interestel·lar situat
al costat del front de l’heliosfera. Voyager 2, tal com es suggereix en aquesta il·lustració,
finalment va deixar l'heliosfera pel seu flanc. © Nasa, JPL-Caltech
 
Les fuites de partícules

Altres dades assenyalades pels astrònoms: l’heliosfera no sembla ser totalment hermètica. S'ha registrat un corrent de partícules que s'escapaven a l'espai interestel·lar. Més clarament al costat del suposat flanc de la nostra bombolla protectora (a on és la Voyager 2) que al lateral del front, on es troba la Voyager 1. Voyager 2 ha capturat efectivament un corrent de partícules de baixa energia que abasta més 100 milions de quilòmetres més enllà de l’heliopausa: així anomenen els experts al límit de l’heliosfera.

Es confirma el misteri del camp magnètic

Finalment, gràcies al magnetòmetre de la Voyager 2, els investigadors van poder confirmar una última sorprenent observació ja feta per Voyager 1. La sonda ha identificat una mena de barrera magnètica a partir de la qual progressivament ha canviat la direcció del camp magnètic. Poc més enllà de l’heliopausa, el camp magnètic apareix paral·lel al camp magnètic de l’heliosfera.

Per saber-ne més:

El Voyager 1 es troba actualment a més de 22 mil milions de quilòmetres del nostre Sol. El Voyager 2 a "només" 18.000 milions. Però encara li queden unes 16,5 hores/llum per fer el viatge. En comparació, la llum només triga 8 minuts a recórrer la distància entre la Terra i el Sol.

Web de la NASA sobre la missió de les Voyager

Veure més entrades al blog sobre les Voyager fent un clic aquí.


Ho he vist aquí

Catàleg Charles Messier. Objecte M57


Descoberta per Charles Messier el 31 de gener del 1779

Observada per Antoine Darquier de Pellepoix el febrer del 1779.

La famosa Nebulosa de l'Anell M57 és vista sovint com el prototip de nebulosa planetària, i és un veritable espectacle al cel d'estiu de l'hemisferi nord.

Investigacions recents han confirmat que en realitat és, molt probablement, un anell (toro) de material brillant que envolta a la seva estrella central, i no una closca esfèrica (o el·lipsoïdal), coincidint així amb una presumpció original de John Herschel. Vista des d'un pla equatorial, s'assemblaria més llavors a la nebulosa Dumbbell M27 o la Nebulosa Petita Dumbbell M76, en lloc de l'aparença amb que la veiem des d'aquí; senzillament, passa que l'observem des de prop d'un dels seus pols.

Això resulta contrari a la creença expressada per exemple, en el llibre de Kenneth Glyn Jones. Existeixen fins i tot indicis provinents d'investigacions sobre observacions profundes com ara les "fotografies profundes" de George Jacoby, obtingudes a l'Observatori Nacional de Kitt Peak, que la seva forma general podria ser més aviat la d'un cilindre vist des de la direcció d'uns dels seus eixos, que la d'un anell, és a dir, que estaríem mirant cap a un túnel de gas ejectat per l'estrella al final de la vida de fusió nuclear.

Finalment, aquestes observacions han proporcionat evidència que l'anell o cilindre equatorial posseeix extensions en forma de lòbul en les seves direccions polars, similars a les que es troben en les fotografies profundes de M76, però que s'assemblarien encara mes a altres nebuloses planetàries com NGC 6302.

Les observacions profundes mostren també un halo de material que s'estén per uns 3,5 minuts d'arc (Hynes dóna una mesura de 216 segons d'arc, citant Moreno & López, 1987), que fan recordar als anteriors vents estel·lars de l'estrella. L'halo va ser descobert el 1935 per JC Duncan.

La fotografia a color que encapçala a entrada, (presa amb el telescopi Hale de 200 polzades al Mount Palomar) mostra que el material d'anell exposa un nivell decreixent de ionització amb l'augment de la distància a la calenta estrella central, d'uns 100.000 a 200.000 graus Kelvin. La regió interior sembla fosca ja que emet només radiació UV, mentre que en el visible anell interior, la llum verdosa es impedida per l'oxigen ionitzat i el nitrogen que dominen el color, i a la regió exterior, només es pot observar la llum vermella de l'hidrogen excitat.

L'estrella central va ser descoberta el 1800 per l'astrònom alemany Friedrich von Hahn (1742-1805) amb un telescopi reflector FL de 20 peus. Aquest objecte és una estrella nana blanca de mida planetària, que brilla aproximadament en 15ª magnitud. És el romanent d'una estrella tipus Sol, probablement amb més massa que la nostra estrella, i que ha llançat explosivament les seves capes exteriors al final de la seva fase evolutiva tipus Mira. Amb els seus més de 100.000 graus Kelvin actuals, començarà a refredar-se aviat, brillarà com una nana blanca per diversos milers de milions d'anys, i finalment es convertirà en una freda nana negra.

Com succeeix amb la majoria de les nebuloses planetàries, la distància a la qual es troba la Nebulosa de l'Anell M57 no és molt ben coneguda. En aquest cas, però, s'han realitzat intents de relacionar la seva velocitat d'expansió angular (d'aproximadament 1 segon d'arc per segle) amb la seva velocitat d'expansió radial. Aquests resultats, però, es basaven en presumpcions errònies de la seva geometria, que suposaven una forma esfèrica. Per tant, fins fa poc temps, només es podien obtenir estimacions grolleres basats en diversos models i presumpcions teòriques. S'han donat els següents valors per a la distància: 4.100 anys llum (KM Cudworth 1974; Malles/Kreimer); 1.410 anys llum (Kenneth Glyn Jones); de 2.000 a 2.500 anys llum (Veherenberg); 2.000 anys llum (Sky Catalogue 2000.0); Més de 2.000 anys llum (Catàleg de l'Univers de Murdin/Allen), 5.000 anys llum (SkyGuide Chartand/Wimmer); 3.000 anys llum (WIYN); i de 1.000 a 2.000 anys llum (Sun Kwok, 2000). Encara està per determinar-se un bon valor, per exemple una paral·laxi obtinguda amb el Telescopi Espacial Hubble, però algunes recentment millorades tècniques CCD van ser utilitzades per l'Observatori Naval dels EUA per determinar una paral·laxi trigonomètrica per a l'estrella central de M57, que va donar una distància de 2.300 anys llum (Harris et al., 1997).

Clic per engrandir. Crèdit imatge: NASA, ESA i Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration

A partir de la velocitat d'expansió d'un segon d'arc per segle que hem donat més amunt, l'edat de la nebulosa es pot estimar sota la presumpció d'una expansió constant. Per la seva extensió actual de 60x80 segons d'arc, això dóna un període d'expansió d'uns 6.000 a 8.000 anys.

Com la major part de les nebuloses planetàries, M57 és molt més brillant visualment (amb una magnitud de 8,8) que fotogràficament (9,7 mag.). Com a conseqüència que la major part de la seva llum s'emet en unes poques línies espectrals (vegeu la discussió a la nostra pàgina de nebuloses planetàries).

Assumint una distància de 2.300 anys llum, això correspon amb una magnitud absoluta visual de -0,3 (+ 0,5 fotogràficament), o sigui que tindria una lluminositat intrínseca d'unes 50 a 100 vegades la del nostre Sol. Encara l'estrella central de magnitud 14,7, amb la mida d'un planeta terrestre, és amb prou feines més fosca que el Sol, amb una magnitud absoluta d'uns +5 o +6. La seva dimensió aparent de 1,4 minuts d'arc es correspon a un diàmetre lineal de 0,9 anys llum (60.000 unitats astronòmiques o 8,8 bilions (8,8 x 1012) de quilòmetres, i l'halo s'estendria per un diàmetre de 2,4 anys llum. La massa de la matèria nebular ha estat estimada en unes 0,2 masses solars, i la seva densitat en uns 10 000 ions per cm3. S'ha determinat que la seva composició química és la següent: per cada àtom de Fluor (Fl), la Nebulosa de l'Anell conté 4,25 milions d'àtoms d'Hidrogen (H), 337.500 d'Heli (He), 2.500 d'oxigen (O), 1.250 de nitrogen (N), 375 de neó (Ne), 225 de sofre (S), 30 d'argó (Ar) i 9 de clor (Cl). S'està expandint a uns 20 o 30 quilòmetres per segon, i s'aproxima cap a nosaltres a 21 quilòmetres per segon.

M57 va ser la segona nebulosa planetària a ser descoberta (al gener de 1779), 15 anys després de la primera, M27. Antoine Darquier de Pellepoix (Darquier) qui va observar la nebulosa de l'Anell tot just uns dies després que Charles Messier la descobrís i catalogués, la va descriure com "una nebulosa opaca però perfectament delineada, tan gran com Júpiter i sembla com un planeta que s'està esvaint". Aquesta comparació amb un planeta pot haver influït perquè William Herschel, qui va trobar que els objectes d'aquest tipus s'assemblaven al planeta recentment descobert per ell, Urà, i va introduir el nom de "nebuloses planetàries". Herschel va descriure a M57 com una "nebulosa perforada, o anell d'estrelles"; aquesta va ser el primer esment a la seva forma anellada. Estranyament, l'inventor del nom "nebulosa planetària" no va tenir en compte a la més prominent representant d'aquesta classe d'objectes, sinó que la va descriure com una "raresa del cel", un objecte peculiar. Herschel també va identificar a algunes de les estrelles superposades, i va assumir correctament que "cap d'elles sembla pertànyer a la nebulosa".

Aquest vídeo comença amb una vista terrestre de la constel·lació de la Lira i s'acosta a la
imatge del
Hubble de la Nebulosa de l'Anell. Acaba amb un model en 3-D que mostra l'estructura de
la
nebulosa. Crèdit: NASA, ESA, i G. Bacon, F. Summers and Mary Estacion (STScI).
Recordeu que a configuració podeu seleccionar l'idioma preferit pels subtítols.

M57 és molt fàcil de localitzar, ja que està situada entre Beta i Gamma Lyrae, aproximadament a un terç de la distància de Beta a Gamma. Pot ser vista amb binocles com un objecte gairebé estel·lar, difícil d'identificar a causa del seu petit diàmetre aparent. En els més petits telescopis d'aficionats, l'anell es fa aparent a partir dels 100 augments, amb un centre més fosc; un estel de 12a mag. es troba a l'est de la nebulosa planetària, a aproximadament 1 minut d'arc del seu centre. Si s'aconsegueix notar algun color, la Nebulosa de l'Anell apareix lleugerament verdosa, el que no resulta inesperat ja que la seva llum s'emet en algunes poques línies espectrals verds. Encara en els telescopis petits pot notar-se una petita el·lipticitat, amb l'eix major en un angle de posició d'uns 60 graus. Amb obertures majors i bones condicions de visibilitat, es poden apreciar més i més detalls, però encara amb els grans instruments l'estrella central serà aparent només amb condicions excepcionalment bones, o amb l'ajuda de filtres. En els grans instruments i en condicions molt bones es poden detectar diversos estels tènues en primer o segon pla dins de l'extensió de la nebulosa.

Entre les estrelles veïnes, Beta Lyrae (Sheliak) és una notable binària eclipsant, amb components de tipus espectral B7 i A8, variant entre magnituds de 3,4 i 4,4 en períodes de 12,91 dies. Gama Lyrae (Sulaphat, en àrab per "tortuga") és una geganta tipus espectral B9III i magnitud 3,2, amb una companya que es troba a 13,8 segons d'arc de distància en un angle de posició de 300 graus. La petita i tènue galàxia IC 1296, de 0,4 minuts d'arc i mag. 14,4, està situada just a 4 minuts al nord-oest de M57 i pot ser localitzada amb grans instruments.