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.