27/01/2020

Catàleg Charles Messier. Objecte M70

Imatge de M70 del Hubble. Clic per engrandir. Crèdit Hubble/NASA


Descobert el 1780 per Charles Messier.

Encara que sembla tan gran i brillant com el seu veí M69, el cúmul globular d'estrelles M70 és en realitat lleugerament més lluminós i una mica més gran, i està gairebé a la mateixa distància (29.300 anys llum). Tots dos es troben bastant a prop de el centre galàctic, de manera que tots dos estan subjectes a fortes forces de marea. M70 està a gairebé la mateixa declinació sud, pel que resulta un objecte difícil des de París, on Messier el va observar.

Charles Messier va descobrir aquest cúmul globular el 31 d'Agost de 1780, i el va descriure com una "nebulosa sense estels". William Herschel va ser el primer a resoldre aquest cúmul globular en estrelles i el va descriure com una "miniatura de M3 ".

M70 té 8,0 minuts d'arc en angular aparent i aproximadament 68 anys llum de diàmetre lineal, tenint un nucli visual de només 4'. S'està allunyant ràpidament de nosaltres, a uns 200 km/sec. Només es coneixen 2 variables en aquest eixam estel·lar.

El nucli de M70 és extremadament dens, indicant que va tenir lloc un col·lapse nuclear en algun moment de la seva història, igual que altres 21 i potser fins a 29 dels 150 globulars coneguts a la Via Làctia, incloent M15, M30, i possiblement M62.

El cúmul globular M70 es va fer famós el 1995 quan el gran cometa Hale-Bopp va ser descobert en les seves rodalies per Alan Hale i Thomas Bopp mentre estaven observant aquest globular.





25/01/2020

L’antiga estrella polar és una doble eclipsant

Clic per engrandir

Fa uns 4.800 anys, l’estrella polar no era pas la que coneixem avui, sinó una altra estrella de la constel·lació del Dragó que els egipcis van anomenar Thuban. Mil·lennis més tard, descobrim que es tracta d’una estrella doble i avui, gràcies al satèl·lit TESS de la NASA, fins i tot és una binària eclipsant amb trànsits com alguns exoplanetes.

Res no és etern al cosmos observable, tant les posicions de les estrelles al cel com les dels continents a la Terra. Fins i tot no es garanteix l’existència indefinida dels protons que formen el nostre cos, cosa que probablement no hauria sorprès al filòsof grec Heràclit. Fa més de 4.000 anys, quan es van construir les primeres piràmides egípcies, l’actual estrella polar no coincidia amb la que ostentava aquest paper. Això ho sabem gràcies a la comprensió de la mecànica celeste del Sistema Solar que ens permet no només calcular els moviments en el futur de la Terra i la Lluna i, per tant, l’aparició del cel estrellat, sinó també el del passat.

Podem veure llavors que a causa del que s’anomena la precessió dels equinoccis vinculats als moviments de l’eix de rotació de la Terra, un fenomen ja descobert pel més gran astrònom observador de l’Antiguitat, el grec Hiparc que va viure entre el 190 AC i el 120 AC, no va ser Polaris, coneguda també com a Alpha Ursae Minoris, la que va marcar la posició del pol nord celeste fa gairebé 4.800 anys. No, va ser per als egipcis l’estrella que van anomenar Thuban, l’estrella que als catàlegs d’astrònoms moderns porta el nom d’Alfa Draconis (α Draconis), una estrella de la constel·lació del Dragó.

La precessió dels equinoccis descoberts per Hiparc, què és? Trobareu una bona explicació
en aquest vídeo. Atenció, tot i que bona part del vídeo és correcta, l’autor va cometre
un error en la seva explicació de l’origen del moviment de la precessió de l’eix de la
Terra que corregeix en un segon vídeo (clic aquí). Per obtenir una subtitulació bastant fidel,
feu clic al rectangle blanc de la part inferior dreta. Aleshores haurien d'aparèixer subtítols
en anglès. A continuació, feu clic a la rosca a la dreta del rectangle, després a
"Subtítols" i finalment a "Traduir automàticament". Trieu l'idioma preferit. © It's Just Astronomical!

Els descendents d’Hiparc, que també era matemàtic i que probablement va ser, si no el descobridor, almenys l’arquitecte de la ciència de la trigonometria, van descobrir mil·lennis més tard que Alpha Draconis era una estrella doble. (Mizar va ser el primer identificat com a tal i per Galileu fa uns quatre segles), com la majoria d’estrelles de la Via Làctia en el seu temps. Ja fa temps que se sap que Alpha Draconis es troba a uns 300 anys llum de la Terra, i això va fer molt fàcil estudiar-la com a estrella doble. Tot i això, aquest tipus d’estudi és important perquè ens permet mesurar les masses i les mides de les dues estrelles amb una precisió inigualable, cosa que és crucial per provar les nostres teories sobre les estrelles i així establir les bases de tota astrofísica i cosmologia.

Alpha Draconis, la doble estrella eclipsant

És amb sorpresa que els astrònoms que utilitzen dades de la missió Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) de la NASA acaben d’anunciar, a través d’un article a arXiv, que Thuban també era una binària eclipsant. Per tant, apareixen trànsits com els caçats primer per TESS amb exoplanetes. Aquests trànsits es noten pel fet que la brillantor del binari disminueix cada cop que una de les estrelles passa per davant de l’altra, de la mateixa manera que un exoplaneta bloqueja part de la llum de la seva estrella hoste quan passa per davant seu periòdicament.  

TESS caça exoplanetes mitjançant el mètode de trànsit explicat en aquest vídeo.
Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo. © Centre de vol espacial Goddard de NASA

"La primera pregunta que em ve al cap és: com se'ns va escapar això?". Va exclamar Angela Kochoska, investigadora post-doctoral a la Universitat de Villanova a Pensilvania, que va presentar aquest descobriment a la 235a reunió de la American Astronomical Society a Honolulu el 6 de gener de 2020. L’astrònoma continua explicant que "Els eclipsis són breus, només duren sis hores, de manera que es poden perdre fàcilment les observacions sobre el terreny. I perquè l’estrella és tan brillant, hauria ràpidament saturat els detectors de l’observatori Kepler de la NASA, que també emmascararien els eclipsis".

Les estrelles vinculades al sistema de Thuban completen la seva òrbita en uns 54 dies,
situant-se a una distància mitjana de 61 milions de km, una mica més que la distància
de Mercuri al Sol. L’estrella principal és 4,3 vegades més gran que el Sol i té una
temperatura superficial d’uns 9.700 ºC. És una geganta que ja no és a la seqüència
principal. La seva estrella companya és més petita però és més càlida que el Sol.
Tal com mostra aquesta simulació, el pla orbital de les dues estrelles ens apareix lleugerament
inclinat, de manera que els eclipsis mai són totals. © Vídeo NASA

Segons el registre, durant els anys seixanta, els astrònoms van comprendre que el pou que connectava una petita obertura en una de les cares de la gran piràmide de Kheops a Giza amb la cambra funerària del faraó havia de tenir un propòsit simbòlic precís. De fet, està orientada cap a Thuban, que era l'estrella del Nord en el moment de la construcció de la piràmide. Com avui, amb Polaris, totes les estrelles semblaven girar al voltant de Thuban.


Ho he vist aquí.

19/01/2020

Catàleg Charles Messier. Objecte M69

Clic per engrandir. Crèdit: ESA/Hubble & NASA


Descobert entre 1751 i 1752 per l'abat Nicholas Louis de la Caille

M69, com el seu veí M70, és un dels cúmuls globulars del catàleg Messier més petits i de lluminositat més feble. Només és visible en una nit fosca i amb uns binocles de 7x50 o 10x50, sempre que el lloc d'observació no estigui molt al nord. Des de París, que era el lloc des del que Messier va efectuar les seves observacions, és un objecte difícil de distingir.

M69 va ser descobert per l'abat Nicholas Louis de la Caille, que el va incloure en el seu catàleg d'objectes meridionals com Lacaille I.11. Charles Messier no va trobar aquest cúmul quan el va buscar per primera vegada el 1764; ho va aconseguir el 1780, amb un telescopi millor, i el va catalogar el 31 d'agost de 1780.

M69 només té 7,1 minuts d'arc de diàmetre en fotos de llarga exposició, el que correspon, més o menys, a 61 anys llum, prenent una distància de 29 700 anys llum. Les fotos molt profundes mostren que podria ser més extens: 9,8 minuts d'arc o, linealment, 85 anys llum. La lluentor del seu compacte nucli que es pot veure és de menys de la meitat, de només 3 minuts d'arc. Degut a que M69 està bastant a prop de el centre de la Galàxia (a 6.200 anys llum de distància) el seu radi de marea gravitatòria és, en comparació, petit: 8.35 minuts d'arc o 72 anys llum. La concentració d'estrelles està dins de la mitjana dels cúmuls globulars; és una concentració de classe V. El nucli central té un diàmetre de 0,68 minuts d'arc, més o menys 6 anys llum, i el seu radi de mitja massa és de 0,83, o més o menys 7,2 anys llum.

El tipus espectral de M69 ha estat determinat en G2 o G3, i el seu índex de color és BV = 1.01. És un dels cúmuls més rics en metalls, el que ens indica que les seves estrelles posseeixen gran abundància d'elements més pesats que l'heli. De tota manera, aquest valor és força menor que el que mostren estrelles més joves (de població I) com el nostre Sol, el que vol dir que aquest cúmul globular es va formar a edats molt primerenques de l'Univers, quan contenia menys elements pesants, ja que encara no s'havien format en les estrelles.

La distància de M69, de més o almenys 29.700 anys llum, és aproximadament la mateixa que la del seu veí, M70, que està a més o almenys 29.400 anys llum. Això indica que, per casualitat, aquests dos cúmuls globulars estan físicament molt propers. La distància entre ells s'ha calculat com a menor de 1.800 anys llum. En contrast, l'aparentment proper cúmul M54 està més o menys tres vegades més lluny.

M69 no té moltes estrelles variables: Shapley no en va trobar ni una, i el nombre de les conegudes avui en dia és molt baix, només 8, de les quals 2 són del tipus de variables Mira, amb períodes de més o menys 200 dies.




18/01/2020

És possible el viatge interestel.lar? Quins reptes de tota mena implica?

Els dos últims guanyadors del premi Nobel de física estan d’acord. Imaginar-se per traslladar la nostra civilització a altres llocs de l’univers no té sentit. Però els investigadors estudien molt seriosament la possibilitat de llançar la humanitat en un viatge interestel·lar. Moltes preguntes continuen sense respondre.


"És una absoluta bogeria", va calcular el mes d'octubre de l'any passat Michel Mayor, Premi Nobel de física de 2019. Una opinió que va compartir fa uns dies el seu soci, Didier Queloz. "Les estrelles estan tan lluny de nosaltres que no crec que tinguem l'oportunitat de fugir del nostre planeta". Però alguns científics continuen estudiant seriosament la qüestió. El juny passat, es va organitzar un primer "taller interestel·lar" per l'Agència Espacial Europea (ESA).

De fet, Mart sembla accessible, però el nostre veí és tan desert i fred, i per tant, no té cap interès real per a la nostra civilització. És per això que els investigadors que pensen "traslladar" la humanitat pensen més en les estrelles. Tot i que s'especula inicialment amb Pròxima Centauri, la més propera a nosaltres, una estrella al voltant de la qual orbita un planeta similar a la nostra Terra anomenat Pròxima b.

El projecte Breakthrough Starshot (+ info) també preveu enviar-hi sondes de reconeixement. Els vehicles que pesen només uns quants grams i es propulsen des del nostre planeta per un làser extremadament potent. Tot durant un viatge aproximat de només vint anys. Però les estimacions més optimistes preveuen que un vaixell que transportés humans passaria 1.000 anys o més, per arribar a la seva destinació.

 Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo. La idea dels viatges
interestel·lars ha estat una part important de la societat durant milers d'anys; però, les
enormes distàncies entre les estrelles són completament inimaginables. Si no podem
trencar les lleis de la física, com podrem arribar a altres estrelles?

Quantes persones emprenen un viatge interestel·lar?

Per tant, és fàcil entendre que la qüestió de la viabilitat d’una expedició semblant es planteja a molts nivells. Tant des d’un punt de vista tecnològic com des de la biologia, la psicologia, la sociologia o fins i tot la filosofia. 

Frédéric Marin, astrofísic de la Universitat d’Estrasburg (França), va considerar que era útil, com a punt de partida, qüestionar la mida de la tripulació inicial d’un viatge interestel·lar. A partir de dades biològiques, antropomètriques, antropològiques i matemàtiques, va desenvolupar un programari capaç de simular el creixement d’una població humana aïllada i predir la seva diversitat genètica després de diverses generacions. Així, el 2018, va calcular que només 98 persones serien suficients per sortir de la Terra per poblar Pròxima b després de 6.300 anys de viatge.

L'investigador es va interessar aleshores per la mida -i més àmpliament per la geometria- de la màquina necessària per a una expedició d'aquest tipus. Des del punt de vista de l’espai necessari per als seus habitants, però també de l’espai necessari per a la producció d’aliments. Suggereix optar per un cilindre de 25 metres d'altura, però amb un radi de 224 metres. Un cilindre giratori que recrearia una gravetat artificial essencial per al bon funcionament biològic dels humans.

Clic per engrandir. Quan parlem de la possibilitat d’un viatge interestel·lar, alguns astrònoms
ens recorden que més enllà de la magnetosfera terrestre, els passatgers d’un dispositiu
en ruta cap a les estrelles serien sotmesos a fluxos perillosos de partícules
energètiques. © brand. punkt, Adobe Stock

Dificultats insalvables?

Altres qüestions que planteja, per exemple, Neil Levy, investigador en filosofia i ètica de la Universitat d'Oxford (Regne Unit): Tenim el dret d’imposar a diverses generacions l’elecció d’una sola possibilitat per triar sortir de la Terra en un viatge sense retorn? Tenim dret a limitar el seu futur a unes quantes carreres només accessibles a bord?
Els lingüistes creuen que, encara que es continuessin ensenyant a bord, les llengües derivarien cap a un dialecte únic per a cada diferent vaixell. Què suposaria un problema si diverses màquines acabessin en un mateix planeta llunyà a llarg termini.

I això sense oblidar els recursos materials i econòmics que necessitaríem per construir aquestes missions interestel·lars. Amb la nostra Terra no seria suficient, diuen alguns especialistes.

Aquestes són totes les raons per les quals molts consideren que la campanya és totalment irreal. "En 50 anys, no hem anat més enllà de la dècada de 1960. Així que imagineu què farem dintre de 50 anys", diu Paul Sutter, astrofísic de la Universitat Estatal d'Ohio (Estats Units), destacant tant les dificultats tècniques com els costos de les hipotètiques missions interestel·lars. Pel que fa a Avi Loeb, el president del comitè assessor del projecte Breakthrough Starshot, considera que l’empresa és massa arriscada. I prefereix preveure la colonització de l’univers mitjançant intel·ligències artificials capaces de construir en un altre lloc, cèl·lules biològiques que, d’alguna manera, permetrien a la vida començar des de zero.






15/01/2020

Via Làctia: una misteriosa onada gegant hauria donat a llum eixams d’estrelles

Clic per engrandir.

Els arqueòlegs galàctics van tenir una sorpresa quan van analitzar les dades de Gaia. Van descobrir l’associació més gran de nebuloses de la Via Làctia. Reuneix bressols d’estrelles formant una estructura ondulada de 9.000 anys llum que van anomenar Onda Radcliffe i l’origen de la qual encara no s’entén.

Quan Galileu va apuntar el seu telescopi en direcció a la Via Làctia, ara fa quatre segles, per primera vegada sens dubte en la història de la Humanitat, va descobrir que aquesta banda lletosa i difusa de la volta celeste estava formada per una infinitat d’estrelles. Avui i des de fa uns quants anys, els descendents intel·lectuals del fundador de la física moderna han apuntat un altre instrument cap als sol de la nostra galàxia: Gaia, una missió a l’espai de la ESA.

Aquesta mirada en òrbita permet fer astrometria en 3D, és a dir mesurar amb precisió les posicions i les velocitats de les estrelles a la Via Làctia. Els astrònoms saben llegir la història passada de la nostra Galàxia en aquestes mesures i per tant s’han transformat en arqueòlegs galàctics. Així com els arqueòlegs terrestres poden aprendre sobre civilitzacions passades estudiant les estructures arquitectòniques que van deixar enrere i la seva composició, els seus companys astrònoms poden obtenir informació valuosa estudiant cúmuls d’estrelles i la seva composició química a la Via Làctia.

La col·lecció més gran de nebuloses de la Via Làctia

L'anàlisi de les darreres dades del satèl·lit ESA els va sorprendre. Els investigadors anuncien de fet en un article publicat a Nature el descobriment de l’estructura més gran composta per grans núvols de gas i pols en interacció gravitatòria coneguda fins ara a la Galàxia: centenars d’aquestes nebuloses reunint bressols d’estrelles en una mena de cinta ondulant a uns 9.000 anys llum, per uns 400 anys llum d’amplada i que passa només a 500 anys llum del Sol. Aquesta estructura sembla que es presenta com una ona que s’ha propagat (encara resta provar aquest darrer punt) en la matèria galàctica creant al seu pas noves estrelles que es va anomenar “ Wave of Radcliffe” (Ona Radcliffe en anglès, com el nom del lloc dedicat al seu estudi) pels investigadors del "Radcliffe Institute for Advanced Study" de Harvard implicats en el seu descobriment amb Gaia. 

Aquest vídeo ens porta fora de la superfície de la Terra per després deixar el disc de la nostra
galàxia espiral, la Via Làctia. Es pot veure a sobre del braç espiral d'Orió un conjunt
de bressols d'estrelles en vermell formant la misteriosa Ona de Radcliffe.
© Alyssa Goodman, Universitat de Harvard

"No sabem quines són les causes d'aquesta forma", va dir l' astrofísic João Alves, de la Universitat de Viena, que va dirigir la redacció de l'article publicat, i fins i tot va dir en un comunicat que podia comportar-se en el fluid d’estrelles que componen la Via Làctia, a l’equivalent a l’ona que es forma en llençar una pedra a un estany, és a dir "com si una massiva cosa extraordinària havia aterrat a la nostra galàxia", afegeix l'investigador.

L’ona de Radcliffe s’eleva 500 anys llum per sobre del disc galàctic i conté prop de tres milions de vegades la massa del Sol. Tal com explica Catherine Zucker, una de les membres de l’equip d’astrònoms que la van descobrir: "No tenim cap precedent per a aquest tipus d’estructures a la Galàxia" i l’investigadora de Harvard afegeix que no s'ha vist cap estructura d'ona com aquesta en simulacions de galàxies com la nostra Via Làctia. Això explica la perplexitat de João Alves i els seus col·legues. Tot i això, els astrònoms creuen que aquesta estructura està associada amb el braç d’Orió, un dels braços espirals de la Via Làctia.

El Cinturó Gould, part de l’ona de Radcliffe

L’astrònoma Alyssa Goodman, astrònoma de la Smithsonian Institution, explica: "Ens vam sentir completament impressionats quan ens vam adonar per primera vegada de quina era la ondada de Radcliffe tan directa i llarga, veient-la des de dalt en 3D, però com de sinusoïdal va ser vista des de la Terra. L'existència mateixa de l'Ona ens obliga a repensar la nostra comprensió de l'estructura 3D de la Via Làctia".

El descobriment de l’ona de Radcliffe es va fer per serendipitat, és a dir que els astrònoms tractaven d’entendre una altra cosa, en aquest cas l’origen i l’estructura del que s’anomena cinturó de Gould (en honor del seu descobridor el 1879, l’astrònom Benjamin Gould), un arc d’estrelles brillants que semblava formar part d’un anell d’uns 3.000 anys llum de diàmetre i inclinat d’uns 16 a 20 graus. en relació amb el pla galàctic.

No teníem cap explicació per a aquest cinturó, que també podria ser i sempre l’equivalent al front d’ona d’una pedra llançada a un estany. En aquest cas, es podria imaginar el pas d’una gran concentració de matèria fosca pel disc galàctic, tret que fos el resultat de l’explosió d’una poderosa supernova de la que l’onada de xoc hagués derivat el seu pas el col·lapse de núvols moleculars per compressió per donar els bressols d’estrelles ara observades.

Però amb la perspectiva actual, el Cinturó Gould forma part de l’Onda de Radcliffe.

João Alves ens parla sobre la Via Làctia. Per obtenir una subtitulació bastant fidel, feu
clic al rectangle blanc que hi ha a la part inferior dreta i configureu l'idioma de
subtitulació que preferiu. © Radcliffe Institute for Advanced Study
 
Altres "ones de Radcliffe" en altres galàxies?
 
Els astrònoms també busquen saber si l'estructura d'ona descoberta és estàtica o si realment correspon a la propagació d'una ona. També es pregunten si no es podria derivar del pas d’una galàxia nana pel disc de la Via Làctia o simplement també un núvol de gas a gran velocitat, potser com els que podem considerar al model del creixement de galàxies amb corrents freds de matèria dels quals el cosmòleg Romain Teyssier havia parlat amb la redacció de Futura. Actualment els astrònoms estan provant aquestes hipòtesis amb simulacions numèriques que xoquen la Via Làctia amb diferents objectes.
 
El que sembla segur és que fa 13 milions d’anys, els moviments del Sol al voltant del centre de la Via Làctia van fer que passés per l’interior de l’ona de Radcliffe i que ho tornarà a fer d'aquí a 13 milions d’anys més. La vista devia ser espectacular a la nit, i pot ser que hi hagi rastres físics d’aquest passatge als arxius del nostre planeta, en forma d’excés de certs isòtops en relació amb les supernoves dels bressols. Estrelles de les ones de Radcliffe. 
 
Altres estructures similars a l’ona de Radcliffe haurien d’existir a la nostra galàxia i altres galàxies, però quantes? Pero i realment com es formen i com actuen les ones quan es propaguen?. Tantes preguntes a on les respostes ens podrien resultar molt il·luminadores sobre la història i l’evolució de la Via Làctia a on va néixer la Humanitat.
 
 
Ho he vist aquí 
 


13/01/2020

Esclatarà aviat l'estrella Betelgeuse com a supernova?

La flama de Betelgeuse s’apaga? Visible a simple vista, la brillantor del supergegant vermell que marca l’espatlla esquerra d’Orió ha disminuït contínuament des d’octubre. Què passa? S'aturarà?

Clic per engrandir.

Betelgeuse és una de les estrelles més brillants de les nits d' hivern. La seva brillantor marca l’espatlla esquerra del famós "caçador" Orió, una constel·lació que no s’escapa de la mirada dels curiosos que en aquests moments alcen els ulls al cel. Durant diverses setmanes, els que estem acostumats a veure tan brillant com la blava Rigel (el peu dret d’Orió) no ha parat d'empal·lidir, fins i tot fins al punt de brillar menys que Aldebaran, l’ull vermell de Taure. En pocs dies, va passar del 10è al 21è lloc de les estrelles més brillants.

Betelgeuse és una de les estrelles més brillants de les nits d' hivern. La seva brillantor marca l’espatlla esquerra del famós caçador Orió, una constel·lació que no s’escapa de la mirada dels curiosos que en aquests moments alcen els ulls al cel. Durant diverses setmanes, els que estem acostumats a veure-la tant brillant com la blava Rigel (el peu dret d’Orió) no ha parat d'empal·lidir, fins i tot fins al punt de brillar menys que Aldebaran, l’ull vermell de Taure. En pocs dies, va passar del 10è al 21è lloc de les estrelles més brillants.

De manera que, certament, els canvis de lluminositat d’aquest supergegant vermell no són nous, es coneix que Betelgeuse és una estrella variable amb gegants canvis d’humor, en particular erupcions, que poden velar-li la cara durant diversos dies i fer-la menys visible. Però aquesta vegada el seu característic resplendor ataronjat i vermell va assolir un nivell mai vist pels astrònoms en un segle. Aquest, la brillantor del qual pot assolir la magnitud 0,2 al màxim, va mostrar el 21 de desembre una magnitud superior a 1,4 (com més s'apropi el valor a 0, més brillant és l'objecte), el que l'acosta més a prop del seu veí, l'altre espatlla d’Orió, Bellatrix (de magnitud 1,6).

Clic per engrandir. Coincidència entre el punt calent de la zona polar de Betelgeuse
i un plomall de pèrdua de massa. La imatge central (matisos taronges) mostra la
superfície de l’estrella i la presència d’un punt calent. Els tons blaus indiquen la
presència de pols creada a partir del material expulsat per la estrella. © Pierre Kervella

Les palpitacions gegants de Betelgeuse

Naturalment, davant d'aquest debilitament més important de l'habitual, molts es pregunten: seran aquests els signes de la seva explosió cap a supernova?. Assistim als seus darrers dies? Sens dubte, es tractaria d’un espectacle extraordinari i indeleble, un d’aquells especialment que els astrofísics somien al màxim perquè aquest tipus d’esdeveniments és molt rar a la nostra Galàxia: el foc d’una supernova il·lumina la Via Làctia un cop per segle de mitjana. A més, passaria a prop de casa, a només 700 anys llum. Per tant, estaríem a primera fila de totes maneres, per estalviar-nos el cataclisme.

Betelgeuse, una estrella massiva, té una esperança de vida molt inferior a la d’estrelles petites com el Sol (15 vegades menys massiva). Nascut fa uns vuit milions d’anys, ja ha cremat la major part de les seves reserves de combustible i ara s'està a punt de la seva pèrdua; un col·lapse violent de les seves capes exteriors al seu cor, que es traduirà en la seva explosió a supernova. I això podria ocórrer aviat: d’aquí a 10.000 anys, un sospir a nivell còsmic. Ara per ara, el gegant (unes 1.000 vegades més que el radi del Sol) s’infla i es desinfla, passant d’un diàmetre equivalent a l’òrbita de Mart a la de Júpiter!.

Clic per engrandir. Vaig fotografiar diverses estrelles brillants properes per comparar-les
amb Betelgeuse el 20 de desembre. El vaig estimar en menys de mag 1. Es va utilitzar
la mateixa configuració per a totes i es van desenfocar per ressaltar-ne els colors.
Crèdit Steve Brown (via Twitter)


Per saber-ne més:

Recordeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo. 

Al vídeo, les impressionants imatges del Telescopi Espacial Hubble il·lustren una part de l'esforç científic global per entendre com exploten les estrelles, quin efecte tenen en l'univers, i què poden dir-nos sobre els seus orígens i futur. Crèdit: Hubblecast.

La majoria de les estrelles a l'Univers són petites i insignificants, com el nostre Sol. Eventualment, s'esfumen i moren sense gaire dramatisme. Però unes poques il·luminen el cel quan moren, i en el procés, no només ens parlen de la vida de les estrelles: creen els maons de construcció de la vida, i ens ajuden a desentranyar tota la història de l'Univers. Aquestes són les estrelles que acaben les seves vides com supernoves, explosions que estan entre els esdeveniments més violents de l'Univers.




Ho he vist aquí.



La Teoria de Cordes. Una introducció detallada (i IV)

Per apreciar el que la Teoria de Cordes proposa aconseguir i com intenta aconseguir aquestes propostes, cal recordar la present formulació de la física de partícules elementals i camps. Després de revisar els principis bàsics de la física de partícules, passarem a la descripció dels fonaments de la Teoria de Cordes en termes no tècnics.

Partícules elementals i camps

Considera la força familiar de l'electromagnetisme. En el nivell més simple (aplicable a molts fenòmens a escales de distància quotidianes) està descrit per un "camp clàssic". En aquest marc, un imant exerceix una força sobre un altre imant atès que cada un d'ells és una font de camp electromagnètic, impregnant tot l'espai però fent-se més feble com més llunyana és la distància a la font. El camp no necessita d'un mitjà en què recolzar-se, i pot imaginar-se com una pertorbació del buit. Postular l'existència de tal camp, subjecte a les "equacions d'ona", explica, d'una forma unificada, tots els fenòmens associats a l'electricitat i magnetisme en un punt.


La Teoria de Camps de Electromagnetisme Clàssica col·lapsa a distàncies molt curtes, o en presència de camps molt forts. Això fa necessari assumir que aquest camp no és només un nombre en cada punt de l'espai i temps, sinó un "operador quàntic", que té propietats matemàtiques definides però bastant complicades. El camp quàntic es redueix al clàssic sota les circumstàncies habituals, però difereix notablement d'aquest en alguns règims de distància o energia.

En la Teoria Quàntica, un camp no és només una cosa associat a ones, sinó també relacionat amb les partícules per virtut de la ben coneguda dualitat ona-partícules. Una partícula elemental és un tipus d'excitació coherent d'un camp quàntic. Així doncs, el camp electromagnètic ha de ser associat a una partícula fonamental que es trobi en la natura. De fet, tal partícula existeix i se la coneix com "fotó". Una imatge intuïtiva d'una interacció electromagnètica, com és descrita per la Teoria Quàntica, és que el que fa de camp és intercanviat entre els objectes que interactuen. Així doncs, un parell d'imants, quan s'aproximen l'un a l'altre, intercanvien fotons, i és aquest intercanvi el que condueix la força entre ells. Es podria dir que l'existència del fotó està predita per l'existència d'interaccions electromagnètiques quàntiques.

Extraordinàriament, totes les interaccions que es necessiten per explicar la Química (i, fins on coneixem, la Biologia) són electromagnètiques per naturalesa. Els àtoms interactuen electromagnèticament per formar molècules i compostos. D'alguna manera, per tant, podríem afirmar que l'electromagnetisme (el qual està correctament descrit per la Teoria de Camps Quàntics) és una "Teoria Unificada de la Química". Això no redueix de cap manera la importància de la investigació química! De vegades, la Teoria Unificada subjacent no és l'eina més pràctica per respondre a les preguntes que els químics volen fer. Però tot i així és profundament satisfactori estar segurs que l'electromagnetisme és la teoria completa que en principi subjacent i unifica tots els fenòmens químics. Tindrem més a dir sobre la idea de Teoria Unificada en el que segueix. 

Com l'electromagnetisme, cada interacció fonamental ha de tenir la seva pròpia partícula intermediària. Precisament les tres altres classes d'interaccions fonamentals que coneixem. Una d'elles és la familiar força gravitatòria, mentre que les altres dues són forces nuclears que només van ser descobertes en aquest segle (referit al Segle XX, l'article és de 1999): les forces "nuclear forta" i la "nuclear feble". La primera és, en particular, responsable de mantenir units als protons i neutrons que conformen el nucli d'un àtom, mentre que la següent és una força totalment diferent i dóna lloc a fenòmens com la descomposició atòmica. La força feble és l'única que viola la simetria esquerra-dreta o paritat. La gravitació, com l'electromagnetisme, és una força de llarg abast, aquesta és la raó per la qual es coneixen des de fa temps. Les dues forces nuclears dèbils són de curt abast, i, per tant, no són observades comunament a les escales quotidianes.

Per tant, podem preguntar quina és la partícula elemental associada a cadascuna d'aquestes interaccions. Per a la gravitació, associem el "gravitó", una partícula que no ha estat observada directament però que es pensa que existeix. Per la força nuclear forta associem un conjunt de partícules anomenades "gluons" a causa de les seves propietats d'unió similars a la cola (de "glue", cola en anglès), i per la força nuclear feble associem un altre conjunt de partícules anomenades "bosons W i Z". Hi ha proves de pes per a l'existència dels gluons, mentre que els bosons W i Z produïts en els acceleradors s'han observat directament. Segons això, tenim llavors un resum de totes les forces fonamentals i els portadors d'aquesta força coneguts o que creiem que existeixen avui dia.

Les cinc teories de cordes

Els intents inicials per compactar aquestes cinc teories a 4 dimensions van afavorir fortament a la corda heterótica I (8) x E (8). Amb les cordes SO (32) (heterótica i de Tipus I) la violació de paritat natural en 10 dimensions sembla ser destruïda per compactació, per tant la teoria resultant en 4 dimensions podria no descriure el món real, en el qual hi ha violació de paritat. Això era també cert per a cordes del Tipus IIB. D'altra banda, la Teoria de Tipus IIA té ja conservació de la paritat en 10 dimensions, i pel que sabíem fins fa poc sobre compactació, aparentment no podria induir violació de paritat. El quadre modern és considerablement diferent. Les cinc Teories de Cordes estan en realitat connectades unes amb altres, per tant d'alguna manera, són diferents límits d'una mateixa teoria. Aquesta única teoria no s'entén encara perfectament, però pot portar-nos a una violació de paritat en 4 dimensions. Així doncs, el que una Teoria de Cordes compactifiqui depèn de la conveniència de cada un: efectes que són complexos d'estudiar en una formulació són molt més senzills en la teoria dual.

La dilació

Mereixen discussió algunes altres propietats de les Teories de Supercordes. Una d'elles és la que fa a la qüestió de l'acoblament constant de la teoria. Les Teories de Camp Quàntic normalment contenen un paràmetre ajustable el qual determina la força de les interaccions. En realitat, com vam veure en una secció prèvia, aquest paràmetre depèn de l'escala d'energia a la qual té lloc la interacció. Aquesta pot ser petita a algunes energies i gran en altres, per exemple en la Teories de Interaccions Fortes el paràmetre és gran a baixes energies, portant a un confinament permanent dels quarks dins de les partícules com protons i neutrons, mentre que és feble a altes energies, portant a un dibuix en què el els protons i neutrons es fabriquen per quarks pràcticament sense interacció. Aquest "flux" de l'acoblament amb l'escala d'energia és característic de la majoria de Teories de Camps Quàntics on tenen lloc infinits en el càlcul d'amplituds disperses. No obstant això, la Teoria de Supercordes està lliure d'infinits donat la naturalesa extensa de les cordes. D'aquesta manera s'esperaria que la Teoria de Cordes contingués un acoblament constant que és un nombre fix, el qual hem de determinar per comparació amb els experiments.

El que succeeix a la pràctica és bastant diferent. En lloc d'un acoblament constant, totes les Teories de Cordes tenen una partícula escalar que governa la força de les interaccions. Tècnicament, el camp associat a aquestes partícules pot tenir un valor constant definit en un "buit" donat de la teoria, i aquest valor actua com l'acoblament constant. Aquesta és una meravellosa propietat atès que suggereix que la força de les interaccions de les cordes podria d'alguna manera estar determinat de manera auto-consistent per la teoria a lligar d'una entrada experimental. Això podria potencialment contestar un profunda qüestió plantejada per Dirac i altres: en electrodinàmica, per què el que fa de la càrrega elèctrica té un valor aproximadament igual a l'arrel quadrada de, que es pot obtenir experimentalment? 

Al nostre actual nivell de coneixement, encara que sabem que la dilació és present en totes les Teories de Cordes i que determina la força d'interacció, encara no sabem com determinar el valor que pren el camp en el buit. És més, a causa de la supersimetria, el valor sembla ser indeterminat i pot ser qualsevol que vulguem, la qual cosa és gairebé com prendre un paràmetre numèric lliure en la teoria. No obstant això, a baixes energies, esperem que la supersimetria es trenqui. En aquesta situació, el valor del buit per a la dilació podria quedar determinat. Comprendre això és un dels objectius que els teòrics de cordes esperen aconseguir en el futur.

 Camps Gauge de Tensors

Esmentem que les Teories de Cordes de Tipus II tenen exòtics "camps gauge de tensors" el paper va ser misteriós durant molt de temps. Tot i que el paper de tals camps no s'aclarirà en el present article, és important per comprendre la dualitat de cordes. Aquí ens centrarem en un camp tensor en particular el qual està present en realitat -encara que no ho hàgim esmentat fins ara- en les cinc Teories de Cordes. Aquest és l'anomenat "camp tensor de segon ordre", el qual és com un fotó però amb un índex de vector extra sota transformacions de Lorentz. Sota transformacions de Lorentz, el fotó (indicat com A) es transforma com un vector, diferent de camp tensor (indicat com B) que és ubic en la Teoria de Cordes, el qual es transforma com el producte de dos vectors, d'aquí que es conegui com "tensor de segon ordre". La pregunta que volem fer és bastant simple: així com una partícula puntual (com l'electró) pot carregar-se sota el camp d'un fotó, hi ha algun objecte dinàmic en la Teoria de Cordes que estigui "carregat" sota B? Això és important, ja que tal càrrega pot ajudar a dotar un objecte d'estabilitat. A la vida real, els electrons són estables a causa de que transporten la mínima unitat de càrrega elèctrica i són els objectes carregats de tal tipus més lleugers. A causa de la conservació de la càrrega, no hi ha, a més, res en el que puguin decaure! Atès que B està present en totes les Teories de Cordes, es podria sospitar que aquesta també està dotada d'algun encara apropiat objecte dinàmic carregat amb aquesta propietat d'estabilitat. 

La resposta resulta ser meravellosament simple: els objectes que porten càrregues sota un camp tensor de segon ordre són cordes. Així és, en totes les Teories de Cordes Tancades (tipus IIA, IIB i les dues cordes heteròtiques) les cordes fonamentals porten càrregues unitàries sota B i això a més es garanteix que és estable.

L'argument que porta a aquesta conclusió és bastant simple. En la mecànica quàntica, una partícula carregada té un terme acoblat EA integrat al llarg de la trajectòria (anomenada "línia del món" en teories relativistes) de la partícula. Aquí, i és el que fa de càrrega elèctrica, i pot escollir-se que sigui 1 en les unitats adequades. En la Teoria de Cordes Tancades, es troba que les cordes fonamentals tenen una interacció anàloga que consisteix a B integrat sobre la seva trajectòria, la qual cosa és bidimensional donat que la corda mateixa té una extensió espacial i es propaga en el temps. Aquesta interacció ens diu que la corda fonamental porta la unitat de càrrega sota aquest camp gauge de tensors i que a més és estable. La situació és més delicada per Teories de Cordes Obertes, per tant no les tractarem aquí.

Condicions de frontera per a cordes obertes

La propietat final de la Teoria de Cordes de 10 dimensions que volem discutir aquí són les condicions de frontera a les cordes obertes. Al contrari que en les cordes tancades, les cordes obertes tenen extrems, i això significa que al definir la configuració espacial de la corda, hem de definir les condicions de frontera en aquests extrems. L'elecció més natural seria permetre que aquests extrems es localitzessin en qualsevol punt de l'espai. En efecte, aquesta és l'única opció compatible amb la invariància de translació i la invariància de Lorentz en 10 dimensions. Si "ancorem" aquests extrems d'alguna manera, distingiríem alguna de les 9 dimensions espacials d'altres. Matemàticament, les condicions de frontera que permeten que els extrems d'una corda estigui localitzada en qualsevol punt de l'espai, i així doncs satisfer la invariància de Lorentz, són anomenades condicions de frontera de Neumann, conegut per l'estudi d'equacions diferencials en espais amb frontera. Les alternatives condicions de frontera de Dirichlet, les quals restringeixen als extrems de les cordes a caure en superfícies definides de l'espai, són clarament incompatibles amb la invariància de translació i de Lorentz, i poden mantenir-major part d'aquestes invariàncies.

No obstant això, les condicions de frontera de Neumann (les quals durant molt de temps van ser considerades com les úniques raonables per a cordes obertes) van resultar ser massa restrictives i perdien alguns profunds fenòmens dinàmics de la Teoria de Cordes. La raó és la següent. Considera una Teoria de Camp Quàntic ordinària de partícules puntuals. Encara que la teoria subjacent té invariància de translació i de Lorentz, els estats individuals de la teoria no la tenen. Per exemple, encara que l'estat de buit d'aquesta teoria és invariant en translació, la teoria també té estats de partícules úniques i de partícules múltiples en el seu espectre. Aquests estats involucren partícules localitzades en posicions fixes (per exemple, imagina l'estat d'una partícula individual en repòs en un punt definit). No és sorprenent que aquest estat trenqui la invariància de translació.

A més es podria imaginar que si assignem condicions de frontera per a cordes obertes que violin les invariàncies de translació i de Lorentz, obtenim un estat definit de la teoria, diferent de l'estat de buit. Això resulta ser cert, i té una varietat de conseqüències profundes i meravelloses. Suposa com en el primer exemple, que assignem condicions de frontera de Dirichlet als extrems d'una corda oberta, al llarg de les 9 coordenades espacials (x1, x2, ..., x9). Això limita a l'extrem de la corda a caure en una posició de l'espai, mentre la resta de la corda és lliure de fluctuar. Per exemple, podem restringir l'extrem a caure en l'origen d'algun sistema de coordenades. Llavors aquests punts es converteixen en "especials", i efectivament es comporta com una partícula puntual. Per exemple, trenca les invariànces de translació i de Lorentz exactament de la mateixa manera que ho faria un estat de partícula puntual és una teoria de camp de 10 dimensions. Però aquest estat no és una de les excitacions similars a les partícules puntuals d'una corda tancada que hem discutit! És més aviat al contrari, és un objecte definit per la propietat de que les cordes obertes acaben en ell. D'això resulta que es pot assignar una massa i càrrega definida a tal objecte, i que aquest es comporta just com una partícula elemental. Aquesta és la comunament anomenada "partícula D", on la "D" és un recordatori que sorgeix assignant condicions de frontera de Dirichlet per als extrems de les cordes obertes.

Fins aquí hem discutit dues possibles condicions de frontera: Neumann a les 9 direccions, o Dirichlet en les 9 dimensions. Podem postular fàcilment un híbrid entre les dues, segons Neumann en 2 direccions i Dirichlet en les altres 7. Això correspon a una corda oberta que està "clavada" sobre una superfície espacial bidimensional. Llavors, igual que per la partícula D, estarem forçat a interpretar la superfície completa com a objecte dinàmic que s'estén en dues direccions espacials, conegut comunament com a membrana. A més, només assignant aquestes condicions de frontera, hem produït un estat quàntic de la Teoria de Cordes que s'estén en l'espai com una membrana. Un tema diferent és si la membrana és estable. Ho serà si està carregada sota algun camp gauge generalitzat, igual que la corda era estable a causa de la seva càrrega sota el camp de tensors de segon ordre. Efectivament, és senzill veure que una membrana pot estar carregada sota un camp de tensors de tercer ordre, a causa de que la trajectòria de la membrana té una superfície tridimensional en l'espai-temps. Això té lloc en la Teoria de cordes de tipus IIA, on en efecte, l'espectre conté un camp de tensors de tercer ordre. D'aquí que la Teoria de Cordes de tipus IIA no sigui només una teoria de partícules i cordes, sinó també de membranes.

Això es pot generalitzar fàcilment si assignem p condicions de frontera Neumann i 9-p Dirichlet. L'estat corresponent s'estén en p direccions espacials i és anomenat p-brana de Dirichlet, o Dp-brana per escurçar.

 Corda oberta acabant en una p-brana de Dirichlet

Aquest tipus d'objecte pot ser difícil de visualitzar en el nostre estret món de només 3 dimensions espacials, però té molt espai per propagar-se en 9 dimensions espacials!. Fins aquí veiem que les Teories de Cordes no són només Teories de Cordes. Contenen d'una forma molt natural, objectes estesos anomenats branes en el seu espectre. Nota que entre altres coses, les D-branes proveeixen una explicació del paper dels exòtics camps gauge de tensors en les Teories de Cordes de Tipus II: doten a les branes d'estabilitat.

En l'estudi de la Teoria de Cordes, les branes resulten ser tan importants com les cordes, de fet, es podria dir que una corda fonamental és només un tipus especial de p-brana amb p = 1. S'hauria de tenir cura, però , en adonar-se que la corda fonamental no és una brana de Dirichlet com l'hem definit. Està postulada des del principi, i no definida en termes sinó alguna cosa en el que acabar. Les branes de Dirichlet són especials precisament perquè estan definides a través de cordes fonamentals que acaben en elles. Això ens permet estudiar-les usant tècniques comunes de Teoria de Pertorbació de Cordes.

Compactació

Finalment, tornem a les relacions entre el món de 10 dimensions descrit a dalt, (amb 9 dimensions espacials i una temporal) i el món real de 4 dimensions en què habitem (3 dimensions espacials i una temporal). El requeriment clau és que les dimensions espacials amb les que vam començar no haurien de ser observables físicament. En l'esperit de Kaluza i Klein, hem d'assumir a més que 6 dimensions espacials estan "enrotllades" sobre si mateixes, mentre que les 3 restants s'estenen fins a l'infinit (o al menys a distàncies molt grans). El concepte d'"espai" està enquadrat en la noció de "varietat", cosa que localment sembla l'espai comú però pot tenir curvatures i altres propietats no trivials. En particular, una varietat que estigui "corbada" de la manera que desitgem es coneix com "compacte". Així doncs, la forma més senzilla de connectar la Teoria de Cordes amb el món real és postular que 6 dimensions espacials formen una varietat compacta, la grandària és tan petita que no som capaços de detectar la seva existència directament amb les investigacions disponibles.

Les investigacions teòriques d'aquest escenari de compactació han revelat una rica connexió amb la branca de les matemàtiques que coneixem com Geometria Algebraica. La connexió sembla haver estat útil en ambdues direccions, mentre que els resultats coneguts a les matemàtiques no ajuden a tenir major coneixement de les varietats que poden ser potencialment rellevants per a la Teoria de Cordes, la configuració de la Teoria de Cordes també va provar ser útil per extreure nous resultats matemàtics (no tenim temps per entrar en detalls). Una classe especial de varietat de 6 dimensions amb propietats molt especials, coneguda com a varietat de Calabi-Yau, va resultar tenir propietats que, quan s'usen com la varietat de compactació en Teoria de Cordes, ens porten a temptadores teories realistes en 4 dimensions espai-temporals. El contingut i dinàmica de la partícula detallada en una teoria de 4 dimensions depenen de l'elecció de la varietat de Calabi-Yau, per tant no és com si la varietat fos completament inobservable. De fet, d'aquesta manera nosaltres ens ho cuinem i ens ho mengem, la varietat de Calabi-Yau seria responsable del "zoo" de partícules elementals observades en el món real, però no seria observable directament com una col·lecció de dimensions espacials extra, alguna cosa bona atès que tals dimensions extra encara no han estat observades, fins ara.

Inicialment, la classe de teories més realista es va trobar es va trobar començant amb la corda heterótica I (8) x E (8) en 10 dimensions i compactant-la en una varietat de Calabi-Yau adequada. Per exemple, d'aquesta manera es poden recuperar les teories en 4 dimensions amb grups gauge prou grans com per incloure'ls en els grups SU (3), SU (2) i U (1) associats al model estàndard (i no gaire més portaria a interaccions addicionals no observades). La teoria de quatre dimensions viola la paritat, ja que la corda heterótica subjacent viola la paritat i el procés de compactació en aquest cas no elimina la violació de paritat. A més de les partícules gauge, hi ha partícules materials (fermions) que qualitativament tenen la classe adequada de "números quàntics" per ser identificats amb els fermions coneguts a la natura, com ara electrons, muons, neutrins, quarks, etc. I, per descomptat, tenim la gravetat en quatre dimensions, atès que les Teories de Cordes descriuen la gravetat en 10 dimensions i la compactació no destrueix aquesta propietat.

A un nivell ampli, aquesta és una prova convincent que estem sobre la pista correcta. No obstant això, es mantenen una varietat de problemes. Per exemple, per raons associades amb el problema jeràrquic endèmic en la gran unificació, les compactacions que han estat afavorides donen lloc a una Teoria supersimètrica en 4 dimensions. Però això encara deixa oberta la pregunta de com i per què es trenca la supersimetria a baixes energies per donar lloc al món aparentment no supersimètric en què vivim. A més d'això, les partícules elementals més lleugeres que sorgeixen d'oscil·lacions de cordes de fet no tenen prou en 10 dimensions, i aquestes donen lloc a una multitud de partícules exactament sense massa en 4 dimensions després de la compactació. Això contrasta de forma poc favorable amb la realitat, l'única partícula exactament sense massa al món, fins on coneixem, són els fotons i gravitons. L'electró del món real no té massa zero, mentre que l'electró derivat de la corda (encara que té la càrrega apropiada així com altres nombre quàntics) és aparentment no massiu. Es creu que les masses per a aquestes partícules apareixeran un cop es trenqui la supersimetria, però els detalls d'aquest procés estan lluny de comprendre.

Tot i que la compactació com esbossem abans, roman com un important mecanisme per extreure la física del món real de la Teoria de Cordes, és notable assenyalar que alguns altres mecanismes s'han proposat només en els últims tres o quatre anys, sobre com extreure el contingut del model estàndard de la Teoria de Cordes. Algunes d'aquestes noves idees diuen superar el problema jeràrquic i altres problemes associats a la compactació convencional que apuntem de manera aproximada més amunt. No obstant això, encara no ens hem decidit sobre aquests competidors, i per tant ara no és el moment més adequat per revisar aquestes noves idees. En dos o tres anys hauria d'estar molt més clar si està clar o no un escenari detallada, consistent i tractable per connectar la Teoria de Cordes amb el món real.


Un problema íntimament relacionat en la connexió de la Teoria de Cordes amb la natura és el problema de la "constant cosmològica". La Teoria de la Gravetat admet un paràmetre que a grans trets descriu l'energia total del buit. La presència de aquest paràmetre tindria conseqüències observables espectaculars i afectaria la raó de l'expansió de l'Univers. Això ens permet posar un límit molt estricte al valor real el paràmetre a partir d'experiments. Com una Teoria de la Gravetat fonamental, la Teoria de Cordes hauria de predir el valor d'aquest paràmetre,  però en lloc d'això, ens diu alguna cosa bastant insatisfactori sobre ell.

En la Teoria de Supercordes, mentre que no es trenqui la supersimetria, la constant cosmològica és exactament zero a causa de la cancel·lació produïda pels bosons i fermions. S'ha pensat durant molt temps que això era consistent amb els experiments (recentment s'ha suggerit que, en efecte, el paràmetre ha de ser diferent de zero però extremadament petit). Però el problema és que la supersimetria es trenca en el món real, i després de la ruptura de la supersimetria la constant cosmològica pren generalment un valor diferent de zero i extremadament gran, aproximadament 100 ordres de magnitud per sobre del límit experimental!. Això és un altre problema jeràrquic. El problema no és específic de la Teoria de Cordes, sinó més bé, està en la Teoria de Cordes, com el primer candidat seriós per a una Teoria de la Gravetat Quàntica, de la qual esperem una solució correcta, i que encara no ha arribat, tot i que de nou, hi ha una gran quantitat de noves idees en els últims anys.

Conclusions importants

Hi ha hagut una investigació qualitativa d'algunes característiques elementals de la Teoria de Cordes. S'ha focalitzat durant molt de temps en les propietats que s'han conegut durant una dècada, i les quals són descrites com "Teoria perturbativa de Cordes". Malgrat això, des de 1994, han tingut lloc importants avanços en la Teoria de Cordes no-perturbativa.

La física no-perturbativa és l'estudi dels efectes físics que no poden descriure en termes d'ordre a ordre o de petits acoblaments constants. Un efecte no perturbatiu típic és la unió de dues partícules, per exemple un electró i un positró, per formar una nova partícula, en aquest cas el positroni. Per a una força d'interacció zero no hauria unió, la qual cosa és físicament molt diferent de la valor real on la unió és possible. Això significa, com hauria de ser obvi, que no es pot aproximar un estat de frontera en termes de partícules sense frontera. L'absència de coneixement sobre els efectes no pertorbatius en la física teòrica vol dir que la teoria, fins i tot si és correcta, està seriosament incompleta i no pot ser usada per a estudiar fenòmens importants que és el que s'intenta descriure.

Amb la present formulació de la Teoria de Cordes (comparada amb la Teoria de Camps Quàntics) estem en aquest cas. Tot i que no hem superat aquesta seriosa incompletesa, una nova aproximació a la Teoria de Cordes ens ha ajudat a fer importants incursions en el territori no perturbatiu. La tècnica clau ha estat fer servir consistència interna i triar simulacions com a evidències per afirmar la veritat de certes conjectures sobre l'estructura no pertorbativa. Aquesta aproximació ha destapat el paper de noves simetries anomenades "dualitats" en la Teoria de Cordes.


Bibliografia Per un article introductori com aquest, és apropiat citar només uns pocs llibres clau més que els articles d'investigació originals. El lector comú es beneficiarà dels capítols introductoris d'aquests llibres, mentre que els lectors més avançats trobaran una llista de referències tècniques en ells.
* "Superstring Theory", MB Green, JH Schwarz and E. Witten, Cambridge University Press (1987).
* "String Theory", J. Polchinski, Cambridge University Press (1998).
* "Gauge Fields and Strings", AM Polyakov, Harwood Academic, 1987.
* "Lectures on String Theory", Sr. Lust and S. Theisen, Springer-Verlag, 1989 (Lecture Notes in Physics, 346).
* "Introduction to Superstring Theory", I. Kiritsis, Leuven Univ. Press, 1998 (Leuven Notes in de Matemàtiques and Theoretical Physics, Vol. 9).
Sobre l'autor:

Sunil Mukhi va néixer a Bombai l'any 1956. És membre de l'Institut Tata per a Investigació Fonamental a Mumbai, Índia, al Departament de Física Teòrica. Les seves investigacions tracten sobre les partícules elementals de la física, més específicament Teoria de Camps Quàntics i Teoria de Cordes.

Anar al capítol 3.
Anar al capítol 1



Autor de l'original Sunil Mukhi
Traducció de l'anglès: Manuel Hermán
Traducció al català: Sci-Bit

12/01/2020

Catàleg Charles Messier. Objecte M68

Clic per engrandir. Aquesta imatge del Hubble del nucli de M68 es va crear utilitzant
observacions en longituds d'ona de llum visible i infraroja. Crèdit Hubble. NASA/ESA


Descobert el 1780 per Charles Messier.

Aquest cúmul globular de magnitud 7,8 es troba a una distància d'uns 33.000 anys llum, i els seus components estan escampats per un volum d'uns 106 anys llum de diàmetre. Té com a mínim 42 estrelles variables conegudes. Harlow Shapley ja ha descobert 28 d'aquestes anomenades "Variables de clúster" (estrelles RR Lyrae), una de les quals (la núm 27) s'ha demostrat posteriorment que no era membre del cúmul globular (Greenstein, Bidelman i Popper, 1947). Shapley va donar també l'excentricitat d'aquest cúmul com 9 el 1930, mentre que el 1949 el va descriure com rodó, tenint en compte les seves 2.000 estrelles més brillants. En els telescopis d'aficionats es mostra avui en dia com rodó, encara que alguns observadors (incloent a John Malles) el perceben com oval.

Els anteriors catàlegs oferien sistemàticament menors magnituds visuals, probablement perquè aquest cúmul globular de sud estava sent examinat per observadors de nord: Helen Sawyer Hogg li dóna una magnitud de 9,12, Malles/Kreimer donen 8, Becvar, Kenneth Glyn Jones i el Sky Catalogue 2000, una magnitud de 8,2. La nova Deep Sky Field Guide to Uranometria 2000 dóna una magnitud de 7,7, i en la seva segona edició, una brillantor visual aparent total de 7,3.

Segons Kenneth Glyn Jones, M68 conté unes 250 estrelles gegants de magnitud absoluta superior a 0, al voltant de la meitat de M3 o de M13. La seva estrella més brillant és de magnitud 12,6, mentre que el nivell de la branca horitzontal d'aquest cúmul globular és de magnitud 15,6, segons el Deep Sky Field Guide to Uranometria 2.000,0. Helen Sawyer Hogg ha trobat 25 estrelles més brillants que la magnitud 14,8, i cataloga el seu tipus espectral de conjunt com A6.

Les mesures temporals de M68 han variat: la primera determinació de Shapley va ser de 50.000 anys llum (15,5 kpc), mentre que Becvar dóna 37.500 anys llum (11,5 kpc), la mesura de TD Kinman és de 39.000 anys llum (12,0 kpc), i McCluere et.al (1937) van obtenir 36.000 anys llum (11'2 kpc). La mesura moderna de 33.300 anys llum és de la base de dades de cúmuls globulars galàctics de William E. Harris.

M68 s'aproxima a nosaltres a 112 km/seg.

La marca propera de baix a la dreta assenyala la variable FI Hydrae de tipus Mira, que no és membre del cúmul globular, que té un període d'uns 324 dies i pot arribar a ser fins de magnitud 9, de manera que l'aparença de camp varia considerablement.

M68 va ser descobert per Charles Messier el 9 d'abril de 1780. A causa d'algun error dubtós, Admiral Smyth va assignar el descobriment a Pierre Méchain, i, en els anys 60 de segle XX, Kenneth Glyn Jones va fer seva aquesta opinió, tot i el fet que això no és reconegut per Messier en la descripció del seu catàleg, com sí ho va fer de tots els veritables descobriments de Méchain. El descobriment és correctament atribuït a Messier, per exemple, pel NGC de Dreyer, per Helen B. Sawyer [Hogg] (1947) i per Burnham. Com la majoria dels cúmuls globulars de Messier, va ser descompost en estrelles per primera vegada per William Herschel en 1786.

Messier esmenta un estel de magnitud 6 en la seva descripció de M68, que actualment és un estel doble de magnitud 5,4: ADS 8612 (també catalogada com B320), A: mag. 5,4, B: mag. 12,2 en PA 152 graus i separació de 1.6" (en 1926).

Clic per engrandir. Crèdit: Google-SkyMap

M68 és bastant difícil de veure per als observadors de l'hemisferi nord a causa de la seva declinació austral. El poden trobar seguint una línia des de les estrelles Delta a Beta Corvi (de magnitud 3), que apunta cap ADS 8612, de magnitud 5,4, esmentada més amunt. Es localitza així fàcilment a M68 a uns 45 'a al NE d'aquest estel.

És un pegat feble amb binocles, les estrelles més brillants de M68 són percebudes per telescopis a partir de 4 polzades d'obertura i en bones condicions; aquests instruments mostren una taca nebulosa rodona i clapada amb un centre brillant que s'esvaeix gradualment cap a les seves vores. Un instrument de 6 polzades recull les parts exteriors d'aquest cúmul globular, un halo de 12' de diàmetre. Els telescopis majors mostren la seva naturalesa com un cúmul globular molt dens fins el seu nucli.








11/01/2020

Les estrelles "Rínxols d'or" són els millors llocs per buscar la vida

Clic per engrandir.

A la nostra galàxia hi ha moltes estrelles. Sense ni tan sols esmentar l’univers íntegrament. Probablement també hi ha un nombre inimaginable de planetes que giren al seu voltant. Així doncs, en la nostra recerca de la vida, haurem de triar. I els investigadors d'avui creuen que els esforços s'han de concentrar en els que anomenen les estrelles "Rínxols d'or".

El principi “Rínxols d'or” s’aplica en moltes disciplines, sobretot en l’astrobiologia. De fet, els investigadors han tingut l’hàbit d’anomenar la zona “Rínxols d'or”, les zones habitables de les estrelles. Els planetes d’aquestes zones no estan ni massa lluny ni molt a prop de la seva estrella. L’aigua líquida pot mantenir-ser a la seva superfície. I així podrien, a priori, aixoplugar la vida.

Perquè Rínxols d'or?, Per què recorda al conte de la petita amb els cabells arrissats, quan descobreix els bols dels tres óssos. Bols de diferents mides, farcits de farinetes a diferents temperatures. La història de Rínxols d'or està destinada a desafiar-nos pel que fa a la idea de quantitat justa i qualitat justa.

I avui, els astrònoms fins i tot pensen que hi ha estrelles Rínxols d'or. Les estrelles no són massa caloroses ni massa fredes i sobretot no massa violentes. Estrelles ideals per a l’aparició de la vida. Estrelles similars al nostre Sol ? No del tot. "Les estrelles que coneixem com a nanes tipus D - el nostre Sol entra dins de la categoria de nanes tipus G - són veritables estrelles Rínxols d'or", afirma Edward Guinan, investigador de la Universitat de Villanova (Estats Units).

Clic per engrandir. Una comparació -zona habitable, rajos X, abundància i longevitat-
imatge de les principals característiques d'alguns candidats a Rínxols d'or. Amb, al mig,
les estrelles nanes tipus K que són, segons els astrònoms de la Universitat de Villanova
(Estats Units), els millors llocs per buscar la vida. © Nasa, ESA i Z. Levy (STScI)

Complides totes les condicions
Les estrelles més càlides del tipus K -també conegudes com a nanes taronja- serien les millors estrelles al voltant de les quals cal buscar rastres de vida extraterrestre. Primer, perquè són abundants. N'hi ha tres vegades més a la Via Làctia que les estrelles de tipus Sol. N’hi ha un miler d’aquí a només 100 anys llum del nostre sistema solar.

També tenen un interès especial per als astrònoms, ja que la seva vida útil oscil·la entre els 15 i els 45 mil milions d’anys. Mentre que les estrelles tipus Sol amb expectatives de vida curtes, no més de 10 mil milions d’anys, limiten el temps durant el qual l’atmosfera pot mantenir-se estable. Abans de temps, a escala còsmica, la nostra Terra s'haurà vist veritablement engolida per la inflor de la nostra estrella moribunda.

Els camps magnètics de les estrelles nanes tipus K -els famosos Rínxols d'or- també són força pacífics. A priori al seu voltant, no hi ha fortes emissions ni explosions energètiques. Dades confirmades per investigadors de la Universitat de Villanova gràcies a imatges del telescopi espacial Hubble, l’observatori de rajos X Chandra i el satèl·lit XMM-Newton. Mentre que les estrelles nanes tipus M -també anomenades nanes vermelles i que són encara més abundants i viuen encara més temps- tenen una zona habitable situada tan a prop que els planetes que s’hi troben estan exposats a la radiació X i UV, centenars de milers de vegades més intens que la Terra. És difícil, en aquestes circumstàncies, imaginar que la vida s'hi pugui desenvolupar. 

“Kepler 442 és una estrella del tipus K5. És notable perquè refugia un planeta rocós, Kepler 442b , la massa del qual és aproximadament el doble de la de la nostra Terra. Es pot pensar raonablement que Kepler 442b és un planeta Rínxols d'or que orbita al voltant d'una estrella Rínxols d'or", conclou Edward Guinan. Potser el primer exoplaneta sobre el qual hi trobarem rastres de vida?