30/03/2020

Catàleg Charles Messier. Objecte M79

Clic per engrandir. Imatge del Hubble de M79. Crèdit NASA-ESA. HST.

Descobert el 1780 per Pierre Méchain.

El Cluster Globular M79 va ser descobert per Pierre Méchain el 26 d'octubre de 1780, informant del seu descobriment al seu amic i colega, Charles Messier, que va determinar la seva posició i el va incloure al seu catàleg el 17 de desembre de 1780. Desglosat primer en estrelles i reconegut com a cúmul globular per William Herschel al voltant del 1784.

M79 en un preciós clúster globular en una ubicació poc usual al cel: Molts dels globulars estan agrupats al voltant del centre galàctic, però és un dels pocs que hi ha situats en un altre hemisferi. Ex. està molt més lluny de nosaltres, des del punt de vista d’observadors hipotètics, a la protuberància estel·lar central de la nostra galàxia, la Via Làctica. Es troba al voltant de 40.000 anys llum de distància de nosaltres, però al voltant de 60.000 anys llum del centre galàctic. 

A aquesta distància, el diàmetre aparent de M79 de 9,6 minuts correspon a una extensió lineal d’uns 118 anys de llum. Aquest cluster és una mica elíptic, estès en un angle amb una posició de 45 graus, i té només 7 variables conegudes. S’allunya de nosaltres a una velocitat de gairebé 200 km/seg.

L'any 2003, es va descobrir que M79 era potser un nou immigrant dins del sistema de cúmuls globulars a la nostra Via Làctica: Pot venir, o ser un membre del sistema de cúmuls globulars vestigials de la galàxia Enana Canis Major, que actualment està experimentant una trobada molt propera amb la nostra Galàxia, i un estat progressiu de dissolució. Junt amb M79, es sospita que tres cúmuls globulars havien migrat des de la Enana Canis Major: NGC 1851, NGC 2298, i NGC 2808.

Al voltant de 0,5 graus al sud-est de M79, hi ha l'estrella de magnitud 5,5 ADS 3954 amb la seva companya de magnitud 7, separats per 3 polzades.




29/03/2020

Dossier Cosmologia 4: Cosmos: un univers en expansió

No, la Terra no és el centre de l’Univers. El Sol tampoc. El nostre planeta, la nostra galàxia són uns anònims perduts en la immensitat del cosmos. Descobriu aquí algunes nocions de cosmologia que us permetran comprendre millor quin és el nostre lloc a l’Univers.

Des de la primera mesura de la velocitat d’allunyament de les galàxies per l’astrònom Hubble, sabem que l’Univers s’està expandint. La teoria de la relativitat general d'Einstein ha ajudat a entendre millor aquest fenomen.

El nostre univers està en expansió. Foto del cúmul de galàxies MACS J0717 realitzada
pel telescopi Hubble. © Nasa, ESA, Harald Ebeling (Universitat de Hawaii, Manoa)
i Jean-Paul Kneib (LAM), CC per 3.0

L'allunyament de les galàxies i la llei de Hubble

El "model cosmològic estàndard", més conegut amb el nom de Big Bang, es va arrelar a nivell observacional els anys 1920-1930 amb el treball dels astrònoms Slipher, Humason i Hubble. El primer va mesurar la velocitat d'algunes galàxies properes, mentre que els segons van obtenir una mesura de la distància d'aquestes galàxies. 

Llevat de galàxies molt properes, com la nostra veïna Andromeda, les velocitats mesurades eren totes positives, cosa que significava que aquestes galàxies s’allunyaven de la Via Làctia. Confrontant aquestes velocitats de distància (o recessió) amb les distàncies de les galàxies, Hubble va passar a la posteritat en establir que aquesta velocitat de recessió v és més gran, quan més gran és la galàxia en qüestió. Aquesta és la famosa llei de Hubble: 

ν = H0d

On H0 és la constant de Hubble i d la distància, que expressa la fugida de les galàxies. (La constant de Hubble varia de fet al llarg del temps còsmic. És per això que, com en el cas d'altres paràmetres cosmològics dependents del temps, se li assigna l'índex "0", indicant el moment present).

Un univers en expansió

Una interpretació senzilla i immediata podria ser considerar que la Via Làctia es troba al centre d’un fenomen que afecta a totes les altres galàxies. Però seria una visió “antropocèntrica”, donant a l’home una posició especial a l’Univers.

Abandonant aquesta idea, el principi cosmològic (i copernicà), afirmant que l’Univers és homogeni i isotròpic, per tant que no hi ha cap “lloc privilegiat”, condueix naturalment a considerar que aquest fenomen afecta totes les galàxies. És a dir, vista des d’una altra galàxia, la Via Làctia s’allunya de totes les altres i aquest punt de vista roman vigent posicionant-se d’una nebulosa a una altra. Cap d’ells no és, doncs, el “centre” d’aquest vol generalitzat.

Per interpretar aquest fenomen, hem d’imaginar que no es tracta de les galàxies en moviment, sinó de l’Univers que s’està expandint.



 La relativitat general, una teoria revolucionària

Hi ha un marc teòric que ens permet comprendre aquest fenomen, el de la teoria de la relativitat general desenvolupada per Einstein. La teoria de la relativitat general va ser revolucionària en dos aspectes:

- La primera revolució va ser considerar que el temps i l’espai ja no són entitats separades. Ja no parlem de distància entre dos objectes, sinó de distància entre dos esdeveniments, el temps entrant com a quarta coordenada -tres per a l'espai (per exemple: x, y, z) i t per temps-: això és el concepte de l'espai-temps. Però parlar de distància és entrar en el domini de la geometria, l'espai-temps en endavant quedarà definit per la seva geometria.

- La segona revolució consistia a afirmar que la geometria de l’espai-temps es caracteritza totalment pel seu contingut en matèria energètica (amb Einstein, l’ energia i la massa equivalen a través de la famosa relació E = mc2), tal com il·lustra el diagrama següent:

La geometria de l'espai-temps es caracteritza totalment pel seu contingut en Energia-Matèria. © DR

En la relativitat general, ja no hi ha cap força gravitatòria que governi les trajectòries de partícules o planetes. Les trajectòries estan dictades per la curvatura de l’espai, curvatura imposada per la energia-matèria present aquí o allà.

La Terra no gira al voltant del Sol per l’atracció gravitatòria que pateix, sinó perquè la massa del Sol va modificar la geometria de l’espai, impedint que el nostre planeta continuï la seva trajectòria, en principi rectilínia, si res no l'hagués perturbat. Tanmateix, mantindrem el terme "gravitació" en les següents capítols per facilitar la comprensió de les idees presentades.


- Capítol anterior: Origen de la matèria fosca o la manca de massa

- Capítol següent: La expansió de l'Univers s'accelera (en preparació)



Autor de l'original: Alain Mazure, astrofísic
Ho he vist aquí

28/03/2020

Els magnetars són la font dels camps magnètics més forts de l’Univers?

Els magnetars són estrelles de neutrons, com els púlsars, amb els camps magnètics més elevats de l’univers conegut. Es creu que estan associats a les explosions de supernoves i de hipernoves. S'acaba de trobar una nova explicació sobre l'origen enigmàtic dels seus camps magnètics i va en aquesta direcció.

Imatge artística d'un magnetar. Crèdit: NASA

Influenciat per l’obra de Fred Zwicky, Walter Baade i sobretot el brillant físic rus Lev Landau, el físic Robert Oppenheimer –el futur pare de la bomba atòmica– havia posat les bases el 1939 en què es basen les teories de les estrelles de neutrons i la de la l'esfondrament gravitatori que va provocar la formació d'un forat negre van ser elaborades a finals dels anys 1950 i principis de la dècada de 1960. Es tracta d'articles escrits en col·laboració amb els seus estudiants en aquell moment: "On Massive Neutron Cores", amb Georges Volkoff, i "On Continued Gravitational Contraction", amb Hartland Snyder.

Recordem que, per si mateixes, les estrelles de neutrons són el residu de l’enfonsament gravitatori d’una part de la matèria d’una estrella massiva que esclata en supernova tipus SN II. Això requereix que la seva massa superi entre 8 i 10 masses solars. A grans trets, el col·lapse de la part de l'estrella que no és explotada per l'explosió, principalment el seu nucli de ferro, porta els protons i els electrons a combinar-se per transformar-se en neutrons i això produeix fins i tot un flux de neutrins molt energètic. Obtenim llavors, estrelles que poden contenir tota la massa del Sol en una esfera de només unes desenes de quilòmetres de diàmetre.

Magnetars, peculiars estrelles de neutrons

Estem lluny d’entendre tot sobre el procés del seu naixement i ens continuem preguntant sobre l’estat de la matèria nuclear a les seves profunditats, de manera que aquestes estrelles encara conserven gran part del seu misteri. Sabem el mateix que els púlsars de les estrelles de neutrons que giren i ho sabem gràcies a l’auge de l’astronomia gravitacional, amb motiu de l’espectacular anunci de la detecció per part de LIGO i VIRGO de la font d'ones gravitacionals GW170817, que en col·lisions entre dues estrelles de neutrons associades en un sistema binari es produeixen ràfegues curtes de raigs gamma.

No obstant això, el 1992, l'inventari d'estrelles de neutrons es va expandir quan els astrofísics Robert Duncan i Christopher Thompson van postular l'existència dels anomenats magnetars per explicar algunes fonts esporàdiques, particularment intenses de rajos X i raigs gamma, descoberts des de finals de la dècada de 1970. Avui es coneixen una trentena de magnetars a la Via Làctia i sembla que són estrelles de neutrons amb un camp magnètic especialment elevat. Tot i això, les mesures fetes a aquestes estrelles inusuals són les més altes de l’univers observable conegut i que de vegades són fins a 1.000 vegades més intenses que les de les estrelles clàssiques de neutrons que ja són formidables. Es calcula així que els magnetars tenen un camp magnètic dipolar, de forma anàloga a la revelada per les llimadures de ferro al voltant d’un imant, de l’ordre de 1015 Gauss (G), mentre que a la Terra la seva intensitat varia entre 0,25 i 0,65 Gauss i el del camp magnètic d’un imant en un refrigerador és d’uns 50 Gauss. Les intensitats de 1.500 Gauss es mesuren de mitjana per a taques solars.

 L’anàleg del geodinamisme en magnetars?

Com tenir en compte la intensitat colossal dels camps magnètics dels magnetars? Diverses explicacions són possibles. Però avui, un article publicat a la revista Science Advances, realitzat per un equip franco-alemany dirigit per Raphaël Raynaud del Departament d'Astrofísica de CEA-IRFU / Laboratoire AIM i que es pot llegir a arXiv, afirma que aquests astrofísics van realitzar les primeres simulacions numèriques, que descriuen com la gènesi dels camps magnètics dels magnetars es va poder produir durant els primers segons després de la seva formació.

Clic per engrandir. Representació 3D de les línies de camp magnètic a la zona convectiva
dins de l'estrella de neutrons. Els moviments convectius estan representats per les
superfícies blaves (que corresponen a moviments cap a dins) i vermelles (cap a fora).
A l'esquerra, el nou tipus de dinamo que apareix per a rotacions ràpides (períodes
d'uns quants mil·lisegons) i el camp magnètic dipolar del qual arriba a 10 15 G. A la
dreta, per a rotacions més lentes, el camp magnètic té una intensitat de fins a deu
vegades inferior. © Raphaël Raynaud, Jérôme Guilet, Christian Gouiffès 

Aquest resultat es va obtenir transposant i adaptant els models digitals del geodinamisme terrestre al cas de les estrelles de neutrons i implementant els algoritmes al supercomputador Occigen del Centre Nacional d’Informàtica per a l’Educació Superior (CINES). Sabem que en el cas del nostre planeta blau, el camp magnètic prové, efectivament, d’una dinamo auto-excitatriu originada en l’aliatge líquid ferro-níquel en convecció turbulenta en el marc giratori de referència de la Terra i en el seu nucli. El fenomen també es reprodueix al laboratori, com ha demostrat l'experiment VKS. Una dinamo similar però amb el plasma de dins del Sol genera el seu camp magnètic global.

Les simulacions mostren que al principi del seu naixement, l'interior d'una estrella de neutrons també és convectiu i que es genera un camp magnètic de manera similar al de la Terra amb una intensitat tant important com quan la estrella mare de l'estrella de neutrons girava ràpidament. En aquestes simulacions, hi ha inestabilitats que conduiran en pocs segons a una amplificació exponencial del camp magnètic ja posseït per l'estrella abans del seu col·lapse, fins a assolir valors de 1016 Gauss. Els magnetars naixerien, doncs, a partir d’estrelles massives en ràpida rotació.

Magnetars de mil·lisegons darrere de les llargues explosions de raigs gamma?

Tot això és molt interessant, segons expliquen Raphaël Raynaud, Jérôme Guilet i Christian Gouiffès en un comunicat de premsa del CEA. Aquest resultat obre perspectives per comprendre entre els alliberaments d’energia més potents coneguts en el cosmos observable per a les estrelles, és a dir, explosions d’hipernoves en associació com es pensa amb les fonts gamma llargues i, en particular, les supernoves superlluminoses que emeten cent vegades més llum que una supernova habitual, però sense que es produeixin ràfegues.

Darrere d’aquests esdeveniments, expliquen els tres investigadors, s’amagaria la formació de “magnetars de mil·lisegons”, per tant magnetars de nova formació, amb dinamo convectiva, i els períodes de rotació dels quals serien de l’ordre d’un mil·lisegon. La potència de l'explosió provindria del fet que amb els camps magnètics d'aquests púlsars extrems, hi hauria una extracció eficient i ràpida de l'energia de rotació d'aquests magnetars de mil·lisegons. Però fins ara no hem pogut generar els valors de camp magnètic necessari, com a mínim de 1015 Gauss, cosa que es farà ara.






27/03/2020

Catàleg Charles Messier. Objecte M78


Descoberta en 1780 per Pierre Méchain.

M78 és la nebulosa de reflexió difusa més brillant del cel. Descoberta per Pierre Méchain a primers de 1780, Charles Messier la va afegir al seu catàleg el 17 de desembre de 1780. Pertany al complex d'Orió, una llarg núvol de gas i pols centrat en la Nebulosa d'Orió M42 / M43, i està a uns 1.600 anys llum de distància. És la porció més brillant d'un vast núvol de pols que inclou a NGC 2071 (a nord-est, a baix a la dreta en la imatge que encapçala l'article), NGC 2067 (prop de nord-oest), i la molt feble NGC 2064 (al sud-oest), totes visibles en la nostra imatge (a dalt). Juntes amb algunes altres nebuloses, incloent NGC 2024 (Orió B) prop de Zeta Orionis (de vegades anomenada la Nebulosa Flama), totes aquestes nebuloses estan associades amb el núvol molecular LDN 1630 (des del Catàleg Lynds de Nebuloses Fosques), una part del complex d'Orió.

Com una nebulosa de reflexió, M78 és un núvol de pols interestel·lar que brilla amb la llum reflectida i dispersa d'estrelles brillants blaves (abans tipus B), entre elles la més brillant HD 38563A i la segona més brillant HDE 35563B, ambdues de magnitud visual aparent d'aproximadament 10. La naturalesa de M78 com una nebulosa de reflexió va ser descoberta per Vesto M. Slipher de l'Observatori Lowell a 1919 (Slipher 1919). Des d'aquesta distància, M78 mesura gairebé 4 anys llum d'extensió.

La imatge d'aquesta pàgina es va obtenir per Evered Kreimer amb un Newton de 317.5 mm. Des d'Arizona a mitjans dels 60. Aquesta imatge va adquirir certa fama més tard al febrer de 2004, quan la  (llavors) suposada "recentment" descoberta nebulosa de JW McNeil (McNeil 2004) va estar trobada en ella per un considerable nombre de atents lectors d'aquestes pàgines.

Dins i a prop d'aquesta nebulosa, van ser detectades 45 estrelles de baixa massa amb línies d'emissió d'hidrogen, variables irregulars similars a l'estrella T Tauri. Les estrelles d'aquest tipus són estrelles de la seqüència principal que varien en lluentor (en unes 3 magnituds) i tipus espectral (que és sobre F o G, i similar a la cromosfera del nostre sol), són 4 o 5 vegades més brillants del que el seu tipus espectral suggeriria, i associades amb la nebulositat que pot ser brillant o fosca. Probablement aquestes són estrelles molt joves que estan encara en el seu procés de formació.
Investigacions en l'infraroig han donat una imatge més clara del raïm de joves estrelles que han s'han format en aquesta nebulosa. A partir de les investigacions en 2,2 micres del Núvol Molecular associat amb M78, LDN 1630 (Orió B), dutes a terme amb el telescopi IR de 1,3 m. de l'Observatori Nacional de Kitt Peak, Lada et al. (1991) van concloure que molta de la formació d'estrelles joves integrades està passant en els cúmuls, incloent la formació d'estrelles de baixa massa. Després d'aquest article, Archival i Hynes (2003) criden a el clúster estel·lar obert a M78 '[LDEG91] 3'.

Clic per engrandir. Pols d'estrelles i llum estel·lar a M78. Crèdit imatge: Richard S. Wright Jr.

Un gran nombre d'espectaculars fonts d'emissió es troben a la regió de M78; aquests també anomenades objectes Herbig-Haro són presumiblement dolls de matèria ejectada d'estrelles joves integrades en la matèria nebulosa de M78 on s'acaben de formar. Els descobriments de Zhao et al. (1999) van portar el nombre d'objectes Herbig-Haro coneguts a 17. Una vistosa imatge en IR de M78 i la resta de la regió va ser creada per S. Van Dyk de l'IPAC amb el Telescopi 2MASS IR; aquestes dades aporten una encara més profunda visió dins del procés de formació estel·lar en M78.

M78 no és difícil de localitzar des Zeta Orionis, també anomenada Alnitak, l'estrella més a l'est del Cinturó d'Orió; M78 està situada a uns 2 graus a nord i 1'5 graus a l'est d'aquesta estrella; una cadena de 3 estrelles de mag 5..6, cap al nord de Zeta, poden ajudar a localitzar-la. Alternativament, pot trobar-se aproximadament 0'5 graus a nord i 3'75 graus a l'est de Delta Orionis, l'estrella més al NO del cinturó.

Visualment, M78 s'assembla a un feble estel. És tot just visible amb binocles sota bones condicions, com una taca molt ennuvolada. Petits telescopis la mostren notablement brillant, i revelen les dues estrelles il·luminadores, jaient a nord la precedent (NO) i la que la segueix al sud (SE) com un doble nucli en la compacta part 'cap de cometa' de M78; insinuacions d'una curta i ampla 'cua' sembla arribar al límit de sud precedent (SO). Les altres nebuloses en aquest camp requereixen un cel molt fosc i són molt més difícils de veure que M78; sota molt bones condicions, un 100 mm vaig poder revelar NGC 2071, i suggeriments de boira al voltant de M78. Les estrelles són menys cap a l'oest, una indicació que en aquesta regió les nebuloses fosques semblen enfosquir el fons estel·lar. Sobre 1'75 graus a l'est de M78, es troba el clúster obert NGC 2112; aquest clúster és d'una magnitud aproximada de 9 i de 11' de diàmetre, se situa darrere M78 a una distància d'uns 2.800 anys llum, i és molt més vell: Estimat en uns 2.000 milions d'anys.


26/03/2020

Alguna cosa no va prou bé a l'Estrella Polar

L'estrella polar la trobem al sud de la osa menor. Clic per engrandir.

Al nostre cel, l’Estrella del Nord és una referència.  Però com més investigadors l'estudien, menys sembla que ho entenguin. Els resultats que obtenen mitjançant diferents mètodes, de fet, no tenen consistència. 

L’estrella del nord és la que al nostre cel ens marca el pol nord. Aquella que antigament indicava la seva posició als grans viatgers. I avui, la que intriga als astrònoms. "Com més aprenem sobre aquesta estrella, menys ho entenem", reconeixen fins i tot els investigadors en un article publicat recentment. Avui es troben, literalment, amb un problema important. Els diferents mètodes que utilitzen els investigadors per determinar la mida de l’estrella del Nord, de fet, no donen resultats consistents. 

Un dels mètodes emprats es basa en un model d'evolució estel·lar. Els investigadors, de fet, saben en principi estudiar la lluminositat, el color i la velocitat de pulsació d’una estrella. A partir d’aquí, poden determinar la seva mida i la seva brillantor, així com la distància a la qual es troba l’estrella en qüestió.

I els models s’estableixen encara més clarament quan es tracta, com és el cas de l’Estrella del Nord, de cefeides que els astrònoms coneixen rou bé. Tant és així que aquestes estrelles s’han convertit en eines essencials per mesurar distàncies a l’Univers.

En aquestes imatges, descobrim l’aspecte binari de l’Estrella del Nord. © NASA,
HST, Viquipèdia, domini públic

Dades que no concorden

L’estrella del Nord és, a més, el que els investigadors anomenen estrella binària. Un binari astromètric, més precisament. La seva parella, anomenada Polaris B, li fa una órbita en uns 26 anys. Així, els investigadors encara no han observat una revolució completa. Tot i això, els últims anys han pogut observar-los prou per tenir una imatge detallada.

Gràcies a aquestes dades, les lleis de Newton sobre la gravetat i les mesures de paralaxi realitzades pel telescopi espacial Hubble, van poder obtenir valors molt precisos de la massa i de la distància a la qual es troba l'Estrella del Nord de la nostra Terra. Aquest mètode dóna un valor de 3,45 més o menys 0,75 vegades la massa del nostre Sol. Tot i això, el mètode basat en l'evolució estel·lar condueix a un valor d'aproximadament 7 vegades la massa del Sol!.

Una altra estranyesa: Polaris B sembla que és molt més antiga que l'estrella polar. Mentre que les estrelles dels sistemes binaris generalment tenen edats similars. Així, els astrònoms imaginen que es podria produir una col·lisió estel·lar al sistema en el passat, de forma que rejovenís a l'estrella del Nord. Sobretot perquè les estrelles derivades d’aquestes col·lisions no coincideixen perfectament amb els models d’evolució estel·lar. Un escenari que els astrònoms anomenen improbable, però no impossible.


En resum: Dos resultats per determinar la massa de l'estrella del nord han donat resultats diferents. Els astrònoms no entenen on es troba l’error. O potser aquests resultats amaguen una antiga col·lisió estel·lar. 


Ho he vist aquí.



 

25/03/2020

Dossier Cosmologia 3: Origen de la matèria fosca o la manca de massa

No, la Terra no és el centre de l’Univers. El Sol tampoc. El nostre planeta, la nostra galàxia són uns anònims perduts en la immensitat del cosmos. Descobriu aquí algunes nocions de cosmologia que us permetran comprendre millor quin és el nostre lloc a l’Univers.

Un dels descobriments més importants de l’astrofísica contemporània, per les seves conseqüències fonamentals en la cosmologia i la física de partícules, va ser la demostració que existia un tipus de matèria, diferent de la "matèria ordinària" que coneixem, i que jugava un paper essencial en el cosmos. Es tracta de la "matèria fosca".

La matèria fosca, és va batejar així perquè no emet radiacions electromagnètiques, i només es detecta pels seus efectes gravitacionals.

Clic per engrandir. La part visible de les galàxies seria només una minúscula part
immersa en un gran halo de matèria fosca? Aquí, la galàxia M51, una galàxia espiral
clàssica situada a la constel·lació dels llebrers, acompanyada de NGC 5195. © NASA i ESA, DP

Zwicky i la matèria fosca o la falta de massa

La idea de la matèria fosca (parlem aleshores de massa desapareguda o massa oculta) va esclatar amb l'obra de l'astrònom suís Zwicky a la dècada de 1930. Aquest últim, estudiant la dinàmica de les galàxies situades dins del cúmul de galàxies Coma, a la constel·lació de la Cabellera de Berenice, volia entendre per què les velocitats de les galàxies d’aquest cúmul tenien valors molt elevats (tornarem a aquesta qüestió més endavant). 

De fet, aquesta qüestió de la matèria fosca com a component de l’Univers ha crescut considerablement en les últimes dècades. Ara podem evocar tres grans qüestions d’astrofísica, encara no resoltes satisfactòriament, per les quals l’existència d’aquesta matèria fosca seria una resposta comuna coherent:

- la primera pregunta tracta de galàxies espirals i la seva rotació;
- la segona es refereix a la velocitat de les galàxies i la presència d'arcs gravitacionals dins dels cúmuls de galàxies;
- la tercera fa referència al fabulós destí de les galàxies, el seu origen i la seva evolució.

El centre del cúmul de la galàxia Coma es troba a la constel·lació de la Cabellera
de Berenice, a una distància de 100 megaparsecs (Mpc). Va ser determinant la massa
d'aquest cúmul amb les mesures de la velocitat d'algunes galàxies que Zwicky va prendre
consciència del problema de la "massa que falta". © Imatge CFHT

La velocitat de gir de les galàxies es mesura mitjançant l'efecte Doppler

Examinem primer el cas de les galàxies espirals de les quals farem servir una propietat important: el fet que estiguin animades per un moviment de rotació sobre elles mateixes. Aquesta propietat es coneix a través d’un efecte físic que es troba habitualment a la vida ordinària: l’efecte Doppler.

Dues galàxies espirals observades a l’espectre visible, una des de la part frontal
(esquerra), l’altra pel lateral (dreta). Observem un bulb central amb una alta densitat
d’estrelles envoltat d’un disc prim format de braços en espiral. © Imatges CFHT

Sovint es pren com a exemple la situació següent per explicar l'efecte Doppler: imagineu-vos un observador immòbil a la vora d'una via de tren. Constata que el so produït per un tren canvia de to quan s’acosta i s’allunya d’ell. El so, primer agut fins que el tren passa per davant de l'observador, després es torna més greu tan bon punt el tren ha passat.

En termes físics, l'efecte Doppler és una modificació de la freqüència (o de forma equivalent de la longitud d'ona) de l'ona (de so o un altre) emesa per un objecte en moviment (com el tren). La propietat important de l'efecte Doppler és que la variació en la freqüència (o la longitud d'ona) condueix a la mesura directa de la velocitat de l'objecte en relació amb l'observador.

Si les galàxies no emeten una ona sonora, emeten una radiació lumínica que no és altra que una ona (electromagnètica), per tant també sotmesa a l'efecte Doppler. És gràcies a aquest efecte que, observant la llum emesa per les galàxies, detectem i mesurem la seva velocitat de rotació sobre elles mateixes (vegeu la imatge a sota).

Quan la galàxia espiral gira sobre si mateixa, la radiació enviada per la part que va
cap a l'observador que es troba a la part inferior de la figura es desplaça cap al blau (bleu).
Aquesta radiació es desplaça cap al vermell (rouge) per la part que s’allunya d’ella. © DR

Una galàxia espiral sembla, com a primera aproximació, ser similar a un sistema solar, les estrelles del disc girant al voltant de la bombolla central de l’espiral, tal com els planetes giren al voltant del Sol (vegeu la imatge a sota).

Els planetes giren al voltant del Sol, que representa la major part de la massa del Sistema Solar. © DR

Si aquesta analogia és vàlida, segons l’astrònom J. Kepler basant-se en la llei de la gravitació establerta per Newton, hauríem d’esperar una disminució de la velocitat a mesura que augmenta la distància al centre (aquesta és l’anomenada llei de la "decadència Kepleriana"), tal com ho observem amb la velocitat dels planetes al nostre Sistema Solar.

Velocitat dels diferents planetes del Sistema Solar en funció de la seva distància amb el Sol.
Aquesta velocitat disminueix amb la distància, aquest fet és conegut com la
"disminució kepleriana". © DR

Tanmateix, el que observem en realitat és una corba plana (vegeu el gràfic següent).

 
Els punts de la part superior (amb les barres d’error de mesura) representen la velocitat
mesurada en funció de la distància fins al centre de la galàxia i donen la corba de
rotació observada. La corba de punts és la corba de rotació prevista per la contribució
en massa de les estrelles a la galàxia. La corba de guions aporta la contribució d'un halo
esfèric de matèria fosca. La corba contínua (a dalt) té en compte el conjunt de totes les
aportacions i està d’acord amb les observacions. © DR

Les galàxies estan fetes de matèria fosca?

Aquesta contradicció continua sent un dels enigmes més irritants de l’astrofísica moderna. Entre les explicacions més plausibles, com ara, per exemple, que les lleis de la gravitació es poden modificar en aquestes escales (la gravitació és objecte de verificacions experimentals permanents. La llei de Newton actualment està ben verificada en escales que van des de 0,1 mm a 1016 m), la hipòtesi adoptada suposa que la part visible de les galàxies és només una part reduïda immersa en un gran halo de matèria fosca, matèria fosca de la que l’origen i la naturalesa encara són parcialment incompresos i sobre la que hi retornarem més endavant.

Aquest resultat ja és revolucionari per si mateix, però el que potser ho és encara més, és que la massa d’aquest halo negre seria aproximadament entre 5 i 10 vegades la de la part visible dels icebergs que després són les galàxies (vegeu imatge a continuació)

L’estudi de la rotació de les galàxies espirals demostra que la part visible d’aquests
objectes és només la punta de l’iceberg del que seria l’halo de matèria fosca. © DR

Una possible alternativa a la hipòtesi de la matèria fosca seria assumir que de fet la dinàmica de les galàxies espirals no està ben entesa i, per tant, la seva corba de rotació està mal interpretada. Però la solució al problema no sembla estar en aquesta direcció.

Com s'ha esmentat anteriorment, ja des del 1930, l'astrònom Zwicky no va poder tenir en
compte les velocitats mesurades al cúmul de galàxies Coma. Aquestes velocitats són la
conseqüència del camp gravitacional intern del cúmul, camp global creat per les masses
dels centenars de galàxies que hi ha. © DR (NdT: La frase significa: Déu meu, que es ben cert)

Aquestes velocitats són doncs un reflex de la massa total del sistema i aquesta massa és a priori igual a la suma de les masses de totes les galàxies individuals, a la que cal afegir la massa del gas calent intra-cúmul del que en Zwisky no n'era conscient. Podem estimar les masses de les galàxies mateixes com la massa de totes les seves estrelles (com a primera aproximació, considerarem la massa de cada estrella igual a la d’una estrella típica com el Sol ).

Però els comptes no surten! La comparació dels càlculs amb les mesures revela que falta massa. La massa total calculada com la de les estrelles, les galàxies i el gas és insuficient per tenir en compte les velocitats observades. De nou, per compensar el dèficit de massa, s’ha d’invocar una gran quantitat de massa oculta o de matèria fosca.

Els miratges gravitacionals induirien a la presència de la matèria fosca

Durant els anys vuitanta va aparèixer una cridanera confirmació d’aquest dèficit massiu amb el descobriment d’arcs gegantins observats al cor dels cúmuls de galàxies. Quin és l’origen d’aquests arcs?

Com veurem una mica més tard, la relativitat substitueix a la força gravitatòria generada per una massa de pertorbació local de l’espai. Les trajectòries de les partícules que passen pels voltants de la massa en qüestió són desviades. En relativitat general, aquest efecte s'aplica a totes les partícules, inclosos els fotons, que són les partícules associades a la radiació electromagnètica.

En aquest diagrama, veiem que els raigs de llum emesos per una font llunyana es desvien
per la presència de la massa del deflector (o lent). Aquí es representen dos d’aquests raigs que,
en lloc d’anar en línia recta, es corben. Així poden arribar a un observador, donant-li la impressió
que aquests raigs són emesos des de dues fonts diferents. Si la font i la lent s’alineen perfectament,
el conjunt de raigs desviats forma llavors, per raons de simetria, un anell anomenat "anell
d’Einstein". © DR

En conseqüència, els raigs de llum enviats per un astre llunyá (estrella, galàxia ...) a un observador seran desviats per la matèria situada al camí d’aquests raigs de llum. Aquestes galàxies o estrelles pertorbadores en aquest cas tenen el paper de deflector o lent (vegeu la foto inferior). Passarà que els raigs de llum que no haurien d'haver arribat a l'ull de l'observador es corbin de manera que ho aconseguiran, creant un efecte miratge. Per raons de simetria, preveiem, en cas d’alineació perfecta font-lent-observador, la formació d’imatges circulars per aquestes lents gravitacionals. A més de la distorsió de les imatges, l'efecte de les lents gravitacionals produeix una amplificació de la brillantor de l'estrella llunyana. Així, es poden utilitzar cúmuls de galàxies com a telescopis gravitacionals, permetent observar galàxies molt llunyanes, difícils de detectar d'una altra manera.

Aquest efecte miratge no és només una conjectura purament teòrica i la imatge de sota del cúmul de galàxies A2218 és, sens dubte, una de les imatges més belles que obté el HST. Així, en aquesta fotografia, cada petita estructura lineal o circular és la "imatge" (en el sentit de l'òptica ordinària) de galàxies molt allunyades del cúmul, deformada i amplificada per la massa de la matèria continguda en aquest cúmul.

Clic per engrandir. Imatge del HST del clúster de galàxies A2218. Cada petita estructura
lineal o circular és la "imatge" de galàxies molt allunyades del cúmul, deformada i
amplificada per la massa de la matèria que conté aquest cúmul. Crèdit: Hubble (HST)

Però el fet sorprenent, a més de la seva bellesa, és que, per explicar i tenir en compte aquests efectes de miratge còsmic, és necessari acudir al cúmul, per tenir en compte les velocitats de les galàxies, la presència d’una quantitat dominant de matèria fosca!

L’origen de les galàxies no es podria entendre sense la matèria fosca

Així, la noció de matèria fosca sembla necessària donat el dèficit en el càlcul de la massa obtinguda a partir del contingut visible de galàxies o cúmuls, en comparació amb la massa total d’aquestes mateixes galàxies o cúmuls, massa deduïda de la seva dinàmica o de l'efecte "miratge".

Finalment, la noció de matèria fosca sembla necessària per una tercera raó, que es refereix al fabulós destí de les galàxies, i en particular, al seu origen. D'on provenen les galàxies i els cúmuls que poblen el cosmos? On i quan neixen? Quins van ser els processos en la seva construcció? Aquestes preguntes continuen obertes i els astrofísics encara intenten respondre-les. No obstant això, hi ha escenaris que, en un esquema ampli, donen compte de l’origen de les galàxies i la seva evolució posterior.

Tot i que el diagrama detallat encara no és complet, ara sembla inevitable un resultat. Sembla, de fet impossible, en l’estat actual del nostre coneixement, comprendre com apareixien les galàxies, les estrelles, els planetes i la vida (la matèria que veiem) sense assumir l’existència de matèria fosca, de la que el seu origen es remunta a l’univers primordial!

La matèria fosca pot frustrar l'expansió de l'Univers?

Un estudi en profunditat demostra que la matèria fosca, en una proporció molt superior a la de la matèria ordinària (també anomenada barionària), és capaç, per efecte de la seva pròpia gravitació, de crear agregats bastant massius de matèria (a diferència de la matèria ordinària que ho fa en quantitat insuficient) per contrarestar eficaçment, en un moment donat, l’expansió de l’Univers, expansió que tendeix a diluir la matèria inexorablement.

Aquests primers agregats (o halos negres) tindrien temps per veure augmentada suficientment la seva massa per coalescència amb els seus veïns, abans que l’expansió no els allunyés inevitablement uns dels altres.

Així, es formarien les primeres estrelles que es faran lluminoses una vegada que la matèria ordinària s'hagués condensat.




- Capítol anterior: Breu història de la cosmologia

- Capítol següent: Cosmos, un univers en expansió (en preparació)


 

Autor de l'original: Alain Mazure, astrofísic
Ho he vist aquí



24/03/2020

Els tsunamis dels quàsars que fugen a través de les galàxies

Usant les capacitats úniques del Telescopi Espacial Hubble de la NASA, un equip d'astrònoms ha descobert els fluxos de sortida més energètics mai vistos en l'univers. Emanen dels quàsars i s'esquincen a través de l'espai interestel·lar com tsunamis, causant estralls en les galàxies a on viuen els quàsars.

Els quàsars són objectes celestials extremadament remots, que emeten quantitats excepcionalment grans d'energia. Els quàsars contenen forats negres supermassius alimentats per matèria absorbida que poden brillar 1.000 vegades més que les seves galàxies amfitriones amb centenars de milers de milions d'estrelles. 

A mesura que el forat negre devora la matèria, el gas calent l'envolta i emet una intensa radiació, creant el quàsar. Els vents, impulsats per la radiació abrasadora pressionen el veïnatge del forat negre, empenyent matèria lluny del centre de la galàxia. Aquests fluxos de sortida s'acceleren fins arribar a velocitats impressionants que són un petit percentatge de la velocitat de la llum.

"Cap altre fenomen porta més energia mecànica. Al llarg de la vida de 10 milions d'anys, aquests fluxos de sortida produeixen un milió de vegades més energia que un esclat de raigs gamma", va explicar l'investigador principal Nahum Arav del Virgínia Tech a Blacksburg, Virgínia. "Els vents estan empenyent centenars de masses solars de matèria cada any. La quantitat d'energia mecànica que porten aquests fluxos de sortida és fins a diversos centenars de vegades més gran que la lluminositat de tota la Via Làctia".

Clic per engrandir. Aquesta és una il·lustració d'una galàxia distant amb un quàsar actiu
al seu centre. Un quàsar emet quantitats excepcionalment grans d'energia generada
per un forat negre supermassiu alimentat per la matèria que absorbeix. Usant les
capacitats úniques del Telescopi Espacial Hubble, els astrònoms han descobert que
la radiació abrasadora pressiona al veïnatge del forat negre empeny matera lluny
del centre de la galàxia a una fracció de la velocitat de la llum. Els "vents dels
quàsars" impulsen centenars de masses solars de material cada any. Això afecta a
tota la galàxia, ja que el material es converteix en gas i pols. Crèdit: NASA, ESA i J. Olmsted (STScI)

Els vents del quàsar escombren a través del disc de la galàxia. El material que d'altra manera hauria format noves estrelles és escombrat violentament de la galàxia, causant el cessament del naixement d'estrelles. La radiació empeny el gas i la pols a distàncies molt més grans del que els científics pensaven, creant un esdeveniment al llarg de tota la galàxia.

A mesura que aquest tsunami còsmic xoca contra el material interestel·lar, la temperatura al front de xoc s'eleva a milers de milions de graus, on el material brilla enormement en els raigs X, però també en tot l'espectre de la llum. Qualsevol que sigui testimoni d'aquest esdeveniment veurà una brillant exhibició celestial. "Rebràs molta radiació primer en els raigs X i gamma, i després es filtrarà a la llum visible i infraroja", va dir Arav, "tindries un enorme espectacle de llum com els arbres de Nadal a tota la galàxia".

Simulacions numèriques de l'evolució de galàxies suggereixen que aquests fluxos poden explicar alguns trencaclosques cosmològics importants, com ara per què els astrònoms observen tan poques galàxies grans en l'univers, i per què hi ha una relació entre la massa de la galàxia i la massa del seu forat negre central. Aquest estudi mostra que aquests poderosos fluxos de quàsar haurien de prevaler en l'univers des de fa molt temps.

"Tant els teòrics com els observadors han sabut durant dècades que existeix algun procés físic que atura la formació d'estrelles en les galàxies massives, però la naturalesa d'aquest procés ha estat un misteri. Incloure els fluxos observats en les nostres simulacions resol aquests destacats problemes en l'evolució galàctica", va explicar l'eminent cosmòleg Jeremiah P. Ostriker de la Universitat de Columbia a Nova York i la Universitat de Princeton a New Jersey.

Els astrónoms van estudiar 13 fluxos de quàsar, i van ser capaços de registrar la velocitat vertiginosa del gas que s'accelera pel vent del quàsar mirant les "empremtes" espectrals de la brillant llum del gas. Les dades ultraviolades del Hubble mostren que aquestes característiques d'absorció de llum creades a partir de la matèria al llarg de la trajectòria de la llum, van ser desplaçades en l'espectre a causa del ràpid moviment del gas a través de l'espai. Això es deu a l'efecte Doppler, en què el moviment d'un objecte comprimeix o estira les longituds d'ona de la llum depenent de si s'acosta o s'allunya de nosaltres. Només el Hubble té el rang seleccionat de sensibilitat ultraviolada que permet als astrònoms obtenir les observacions necessàries per a aquest descobriment.

A més de mesurar els quàsars més energètics mai observats, l'equip també va descobrir un altre flux de sortida que s'accelera més ràpid que qualsevol altre. Es va incrementar de al voltant de 43 milions de milles per hora a aproximadament 46 milions de milles per hora en un període de tres anys. Els científics creuen que la seva acceleració continuarà augmentant amb el temps.

 Clic per engrandir. El telescopi espacial Hubble.

"Les observacions ultraviolades del Hubble ens permeten seguir tot el rang de sortida d'energia dels quàsars, des del gas més fred fins a l'extremadament calent i altament ionitzat en els vents més massius", va afegir el membre de l'equip Gerard Kriss de l'Institut Científic del Telescopi Espacial a Baltimore, Maryland. "Anteriorment només eren visibles amb observacions de raigs X molt més difícils. Aquests poderosos fluxos de sortida poden donar noves idees sobre el vincle entre el creixement d'un forat negre supermassiu central i el desenvolupament de tota la seva galàxia amfitriona".
L'equip també inclou a l'estudiant de postgrau Xinfeng Xu i a l'investigador de postdoctorat Timothy Miller, tots dos del Virginia Tech, així com a Rachel Plesha de l'Institut de Ciència del Telescopi Espacial. Els resultats es van publicar en una sèrie de sis articles al març de 2020, i a un número especial de The Astrophysical Journal Supplements.

El Telescopi Espacial Hubble és un projecte de cooperació internacional entre la NASA i la ESA (Agència Espacial Europea). El Centre de Vol Espacial Goddard de la NASA a Greenbelt, Maryland, administra el telescopi. L'Institut Científic del Telescopi Espacial (STScI) porta a terme les operacions científiques del Hubble. El STScI és operat per a la NASA per l'Associació de Universitats per a la Recerca en Astronomia, a Washington, D.C.


Ho he vist aquí




22/03/2020

Seguiu les tribulacions d’Atlas, un cometa molt prometedor

Clic per engrandir. El cometa Mc Naught per sobre de l'Observatori del Paranal,
al gener del 2007. Crèdit: S. Deiries, ESO

Descobert fa quatre mesos, la brillantor de C / 2019 Y4 (Atlas) augmenta més ràpidament del previst. A aquest ritme, el podrem observar a simple vista a l’abril. 

El cometa Atlas s’amaga cada cop menys a la nit. I això és força normal perquè l’estel gelat, actualment a uns 160 milions de quilòmetres de la Terra, s’acosta ràpidament al Sol. Per als astrònoms aficionats, ara és molt més fàcil observar-ho i els astrofotògrafs estan encantats de trobar-lo cada vespre, i son testimonis de la seva creixent lluminositat.

Aquesta és una bona representació del constant brillantor de l'estel ATLAS Y4 en els
darrers 15 dies. Això no és un esclat, sinó un la  brillantor normal quan el cometa s'acosta al Sol.

Amb una magnitud 8, aquest 17 de març del 2020, ja es podia veure a simple vista, almenys amb un parell de prismàtics. Segons els experts, més a prop del Sol, cap a finals de maig, podria augmentar la seva brillantor.

#Comet C/2019Y4 ATLAS Crèdit: Gerald Rhemann, 18 Març de 2020 Eichgraben, Lower Austria

Observeu el cometa Atlas!

Si voleu seguir el seu recorregut a la nit, podeu cercar-lo aquests dies entre la parella de galàxies M81, M82 i 23 Ursae Majoris, l'estrella que representa l'orella de la Gran Osa (vegeu la imatge a continuació). En les properes nits, la podreu seguir cap a la constel·lació de la girafa (Cameleopardis).

Recordem que C / 2019 Y4 (Atlas), descobert a finals de l'any passat, porta la mateixa òrbita que C / 1844 Y1 també coneguda com "Grande comète e 1844". No s’exclou, doncs, que puguin estar relacionats i, qui sap?, que Atlas tingui la mateixa sort.

El cometa Atlas assenyala la punta del nas prop del morro de la Gran Osa el 17 de març. © SkySafari

 Hola Cometa! C / 2019 Y4 Atles, 16 de Març 22.40 UT. 26x5min filtre blau 11 "/2.2 RASA
Asi 1600 cs Michael Jäger

L'astronomia nocturna és una altra opció d'entreteniment segura, així que el cometa C / 2019 Y4 (ATLAS) ha aparegut en un moment bastant oportú! Segueix brillant, tot i que encara no a simple vista, com es veu (a dalt a l'esquerra) en aquesta impressionant foto de Rolando Ligustri (via https://spaceweather.com)


Ho he vist aquí.

Dossier Cosmologia 2: Breu història de la cosmologia

No, la Terra no és el centre de l’Univers. El Sol tampoc. El nostre planeta, la nostra galàxia són uns anònims perduts en la immensitat del cosmos. Descobriu aquí algunes nocions de cosmologia que us permetran comprendre millor quin és el nostre lloc a l’Univers. 

Descobreix aquí una breu història de la cosmologia que et permetrà comprendre millor com la ciència, davant de noves preguntes, pot conèixer canvis profunds i provocar una interrupció de les teories o models actuals (com va ser el cas per exemple amb la relativitat i la física quàntica ).

Les ruptures intel·lectuals amb les maneres de pensar anteriors obren la majoria dels avenços insospitats de la disciplina que es consideri. A més, sovint generen conceptes nous, fins i tot en humanitats i filosofia.  

Clic per engrandir. Al llarg de la seva història, la cosmologia ens ha portat a qüestionar
el lloc de l’home a l’univers. © UKT2, DP

Cosmologia: de la filosofia a la ciència

Aquests canvis s’han produït i s’estan produint en escales de temps extremadament variables: mil·lennis i segles en el passat, però ara tot s'accelera i només ens calen unes dècades.
La cosmologia, l'objecte d'estudi de la qual és l' Univers considerat com un tot, ha passat en un segle del seu estatus "metafísic" al de la ciència per si mateixa, alliberant-se de la seva closca immemorial de mites i llegendes.

Copèrnic

Les revolucions provocades pel progrés de l'astronomia i la cosmologia han estat essencials, no només en termes purament científics, sinó també per a allò que aporten al lloc de l'home en aquest cosmos que explora. Hi pot haver altres revolucions fonamentals en marxa i d'això en parlarem més endavant.

La revolució copernicana

La primera revolució copernicana va ser el rebuig del geocentrisme (la Terra no és al centre de l’Univers), una revolució que es va anar expandint a poc a poc amb l’acceptació de la banalitat del nostre planeta, de la nostra estrella (el Sol) i de la nostra Galàxia (la Via Làctia), persones anònimes entre milers de milions d’altres persones dins del cosmos.
 Slipher
Les obres de Slipher, Humason i Hubble

Aleshores, vam haver d’adonar-nos, amb l’obra de Slipher, Humason i Hubble, que vivíem en un univers en expansió, de 14 mil milions d’anys.

Humason (esquerra) i Hubble (dreta). © DP

El progrés de la cosmologia

Aleshores es va fer un altre pas en adonar-se que la matèria que constitueix el nostre entorn diari a totes les escales és només una ínfima part de la matèria de l’Univers.
Finalment, aquesta matèria, coneguda amb el nom de "negre", només seria una fracció minoritària del contingut Energia-Matèria (des de que Einstein i la seva famosa relació E = mc2, sabem que la matèria i la energia són equivalents) i que governa l’expansió de tot el cosmos.

Aquesta expansió s’acceleraria sota l’acció d’una energia de naturalesa desconeguda anomenada “energia fosca”. Les conseqüències del descobriment de l’excel·lent expansió de l’Univers podrien revolucionar no només la física més fonamental, sinó també una vegada més, la visió del nostre lloc a l’Univers.


- Capítol anterior: Quin és el nostre lloc a l'Univers?
- Capítol següent: Origen de la matèria fosca o manca de massa


Autor de l'original: Alain Mazure, astrofísic
Ho he vist aquí

20/03/2020

Catàleg Charles Mesier. Objecte M77

Clic per engrandir. Crèdit: Hubble NASA/ESO

Descoberta per Pierre Méchain el 1780.

Quan Pierre Méchain va descobrir aquest objecte el 29 d'octubre de 1780, el va descriure com una nebulosa. Charles Messier el va incloure amb el Nº 77 en el seu catàleg el 17 de Desembre de 1780, i erròniament el va classificar com un cúmul amb nebulositat, potser per la presència d'estrelles en primer pla, o possiblement confonent alguns dels seus nòduls amb estrelles tènues. M77 és una de les primeres galàxies espirals en ser reconegudes, i registrada per Lord Rosse com una de les 14 "nebuloses espirals" descobertes fins al 1850.

Aquesta magnífica galàxia és una de les més grans del Catàleg de Messier, la seva part brillant abasta uns 120.000 anys llum, però les seves extensions més tènues (visibles per exemple en la imatge DSSM) arriben potser fins a prop dels 170.000 anys llum. La seva aparença és la d'una magnífica espiral amb amplis braços estructurats, que a la regió interna mostren una població estel·lar certament
jove, però a l'allunyar-se del centre són dominats pel color groguenc llis d'una població estel·lar vella.

M77 està a uns 60 milions d'anys llum de distància, aproximadament la mateixa distància però en una altra direcció que el Raïm de Verge, i s'allunya de nosaltres a uns 1.100 km/s, com va ser mesurat en primer lloc per Vesto M. Slipher de l'Observatori Lowell al 1914; va ser la segona galàxia amb un corriment al vermell considerable després de la galàxia Barret, M104 (El Catàleg de Galàxies properes de R. Brent Tully dóna un valor menor per la distància, 47 milions d'anys llum, i els valors en altres fonts s'estenen amunt i avall del valor per al Raïm de la Verge, els valors més elevats poden fer de M77 l'objecte Messier més llunyà).

En les seves investigacions sobre les velocitats rotacionals del disc intern, EM Burbidge, GR Burbidge i KH Prendergast (1959) van trobar que el disc intern de M77 està inclinat 51 graus sobre la línia de visió. Ells van estimar la massa del disc intern en 27 mil milions de masses solars, mentre que la massa total de la galàxia ha de ser de l'ordre d'un bilió de masses solars.

Aquesta galàxia és única i peculiar per diverses raons. Primer, el seu espectre mostra trets peculiars en forma d'àmplies línies d'emissió, indicant que els núvols gegants de gas es mouen ràpidament fora del nucli galàctic, a uns 100 km/seg. Aquest tret va ser descobert primer per Edward A. Fath de l'Observatori Lick el 1908, qui va identificar sis línies d'emissió del "tipus Nebulosa Planetària" (H Beta, [O II] 3727, [N III] 3869, [O III ] 4363, 4959, 5007), confirmades per Vesto M. Slipher a l'Observatori Lowell en un espectre molt millor de 1917, i particularment esmentada per Edwin P. Hubble en el seu històric article sobre "nebuloses extragalàctiques" de 1926. Això classifica a M77 com una galàxia Seyfert de tipus II (les galàxies Seyfert del tipus I exhibeixen totes una gran velocitat d'expansió de diversos milers de km/seg); es tracta del representant d'aquesta classe de galàxies actives més propera i brillant. Aquesta classe destacable de galàxies s'anomenen pel seu descobridor, Carl K. Seyfert, que va ser el primer a descriure-les el 1943.

Aquesta imatge ultravioleta del Hubble sondeja el brillant i actiu nucli de M77.
Les fluctuacions de brillantor en aquesta regió impliquen que una enorme
quantitat d'energia està sent alliberada des d'una font oculta al nucli de la
galàxia. El candidat més probable és un forat negre supermassiu. Crèdit: NASA, ESA

Es requereix una enorme font d'energia per a generar aquesta velocitat, que ha d'estar en el nucli de la galàxia. Aquest ha resultat ser una font intensa de ràdio, com va descobrir Berbard Yarnton Mills el 1952 i la va designar com Cetus A, llistant-la com 3C 71 al Third Cambridge Catalogue of Radio Sources. S'ha investigat òpticament amb el Telescopi Espacial Hubble. Investigacions en infraroig amb el telescopi de 10 metres de Keeck efectuades per astrònoms de Caltech han revelat una font intensa d'aparença puntual, amb menys de 12 anys llum de diàmetre, i envoltada per una estructura allargada de 100 anys llum d'extensió (una concentració de estrelles o de matèria interestel·lar); aquestes estructures no són aparents en les imatges del Hubble en llum visible. D'un temps ençà s'ha sabut que M77, igual que altres galàxies Seyfert, és una font brillant en l'espectre infraroig.

Van ser Donald E. Osterbrook i RAR Parker el 1965 els que van oferir la hipòtesi que els nuclis actius de les galàxies Seyfert podrien considerar quàsars (fonts de ràdio quasi-estel·lars) en miniatura, d'acord amb Burnham. Aquest punt de vista ha quedat confirmat per la investigació durant més d'una dècada: probablement tots els tipus de galàxies de nuclis actius (AGNs sigles en anglès), incloent les de nucli Seyfert, ràdio galàxies, quàsars, objectes BL Lacertae, i altres, tenen la mateixa causa física, un objecte central supermassiu que acumula matèria gasosa del seu entorn. La varietat de fenòmens observats és simplement conseqüència de diferents angles de visió i diferents velocitats del subministrament de material que cau en els objectes.

En el cas de M77, s'ha trobat que l'objecte central responsable de l'activitat Seyfert té una massa de prop de 10 milions de masses solars, mitjançant observacions d'IR des de Caltech. Radioastrònoms de l'Observatori Nacional d'Astronomia de Ràdio (NRAO) i el radiotelescopi de 100 metres de diàmetre de l'Institut Max Planck per a la Radioastronomia de Effelsberg, Alemanya van trobar un disc gegant d'uns 5 anys llum de diàmetre que orbita aquest objecte, el qual conté molècules d'aigua. 

En el disc intern de M77 que envolta el nucli actiu, a prop de el centre actiu, MF Walker ha trobat emissió nebular amb velocitats d'expansió considerables. S'ha trobat intensa activitat de formació estel·lar en una barra interior, com s'ha vist mitjançant el Telescopi d'Imatges Ultraviolada durant la missió Astro-1 de la Llançadora Espacial. Aquestes regions de formació estel·lar estan entre les més brillants conegudes, i potser es tracti de les més lluminoses dins d'una distància de 100 milions d'anys llum de nosaltres.

M77 és el membre dominant d'un petit grup físic de galàxies, que inclou les NGC 1055 (tipus Sb) i 1073 (tipus SABC), així com les UGC 2161 (DDO 27, tipus Im), 2275 (DDO 28, tipus Sm - designant un tipus morfològic comprès entre espirals i irregulars, i 2302 (DDO 29, tipus Sm), i la galàxia irregular UGCA 44 i l'espiral barrada Markarian 600. Les NGC 1087 (Sc), 1090 (S-), i 1094 (OS -) són galàxies de fons properes en aparença, com indica el seu desplaçament al vermell molt més gran (Informació de Burnham, Tully, i el Sky Catalogue 2000.0).

M77 pot trobar-se fàcilment a 0,7 graus ESE de l'estrella de 4a magnitud Delta Ceti. La seva part central de 2 minuts d'arc domina la vista d'aquesta galàxia espiral gairebé de front, en qualsevol telescopi d'afeccionat, i mostra detalls destacables amb altes ampliacions en instruments grans. NGC 1055 se situa a uns 0,5 graus NNO de M77, i és visible com un fus de 3' de llarg, alineat aquest a oest, i magnitud prop de 10,6. La NGC 1073 de 11a magnitud està a prop d'1º NNE de M77, un disc de front de 5' de diàmetre, amb una barra prominent de 2x1' estesa en una posició d'uns 60 graus.