28/04/2020

Starlink, el tren de llums del cel

Starlink és una mega-constel·lació de satèl·lits de l'empresa SpaceX. Està pensada per proporcionar accés a Internet barat a qualsevol regió de la Terra i als racons més remots del planeta. En última instància, podria tenir fins a 42.000 satèl·lits, tots situats en òrbita baixa a altituds d'entre 330 quilòmetres i 1.320 quilòmetres.

Connectant a tota la població mundial a Internet

Tots aquests satèl·lits s'estan posant en òrbita amb els llançadors de SpaceX, utilitzant Falcon 9 d'ocasió. El dia 1 de març 242 satèl·lits ja s'han posat en òrbita, dos prototips Tintin A i B (febrer de 2018). La seva entrada parcial en servei està prevista per a la segona meitat del 2020 als Estats Units i el Canadà. Starlink calcula que podrà començar a proporcionar un servei limitat de 400 satèl·lits, o 610 Mb/s. Amb 800 satèl·lits, la connexió hauria d’augmentar fins a 1 Gb/s.

Els primers 60 satèl·lits de la constel·lació de Starlink. Es veuen aquí en el seu dispensador,
instants abans de ser alliberats a l’espai. © SpaceX 

La polèmica

A causa d’aquest nombre tan gran de satèl·lits, aquesta mega-constel·lació provoca moltes controvèrsies a causa dels riscos provats que pot suposar per a l’activitat dels satèl·lits en òrbita baixa (avaries, col·lisions, pèrdua de control). A això s’afegeix el fet que, malgrat el reduït nombre de satèl·lits en òrbita (240), aquests últims ja molesten les observacions d’astrònoms i personatges científics i polítics que es veuen obligats a accelerar per avisar les autoritats sobre la contaminació lumínica generada pels satèl·lits Starlink.


Exemple de la contaminació en les observacions astronòmiques de la desfilada del tren Starlink en aquestes dues imatges:

Una agrupació de 115 imatges entre les 20:26:40 i les 20:38:45 UT, davant les estrelles del Lleó. L'altra és agrupació de 68 imatges entre les 20:39:10 i les 20:45:30 UT, de l'estrelles del Cranc. Fotografies d'una càmera Cànon EOS 80D + EF 2.0 / 35 mm, 5 segons d'exposició, 1000 ISO. Des del centre de la ciutat de Leiden.

Per la seva banda, SpaceX diu que evidentment es prenen molt seriosament aquests dos temes i el mateix Elon Musk es compromet a trobar solucions per reduir l’impacte de la seva constel·lació  sobre les observacions astronòmiques de la Terra i evitar la saturació de la òrbita baixa.

Si es realitzen 12.000 satèl·lits Starlink, aquests superaran el nombre d’estrelles visibles a simple vista. Dit això, tot i que el projecte preveu un total de 42.000 satèl·lits, heu de saber que un miler dels seus satèl·lits són necessaris per proporcionar un servei de qualitat: incloure una velocitat i una latència adaptades a les necessitats per poder cobrir el conjunt del planeta i zones comercialment atractives. Dit d’una altra manera, SpaceX adaptarà el nombre de satèl·lits en òrbita d’acord amb el seu èxit comercial i tan aviat com canviïn les limitacions d’accés a l’ample de banda

No s’ha d’oblidar que SpaceX no és l’únic projecte de mega-constel·lació de satèl·lits d’Internet. Podem citar com a exemple la constel·lació de Kuiper d'Amazon que hauria de tenir 3.500 satèl·lits i els de OneWeb (648 satèl·lits) i el Startrocket rus (200 satèl·lits).

SpaceX: 60 satèl·lits més incloent-ne un de fosc per a Starlink

Seixanta satèl·lits més van ser posats en òrbita amb èxit per SpaceX el 6 de gener per completar la seva futura xarxa d'Internet. Ara té 180 unitats (N. del T. a data del 7/1/2020) i s’hauria de posar en servei aquest any (només als Estats Units i Canadà), però després d’almenys dos llançaments més.

Imatges de la fase del desplegament reeixit de 60 satèl·lits Starlink. Crèdit: SpaceX, Twitter. 

Més tard, Starlink hauria de permetre als usuaris d’Internet situats en llocs aïllats -o a bord d’avions o vaixells- accedir a una xarxa d’internet de qualitat. Per a això, caldria posar en òrbita diverses dotzenes de sèries més. Gwyne Shotwell, president de SpaceX, va anunciar el mes passat que la companyia ho farà així, amb entre 35 i 38 llançaments enguany.

Cal destacar que un dels mini-satèl·lits llançats a principis del 2020 està cobert amb un revestiment fosc destinat a limitar els reflexos dels quals els astrònoms de tot el món es queixen des de fa diversos mesos. "Encara és massa aviat per saber si aquest recobriment és efectiu. En qualsevol cas, només és un primer pas i no serà suficient per resoldre els problemes dels astrònoms amb Starlink", remarca Jeff Hall, director de l'observatori Lowell de Flagstaff (Estats Units).

SpaceX és ara l’operador amb la flota de satèl·lits comercials més gran del món. © SpaceX  

Al vídeo següent podreu observar el tren de satèl·lits de la constel·lació Starlink, que son ben visibles durant els trànsits nocturns per sobre dels nostres caps. Crèdit: ViralVideoLab


Vols veure a les nits el tren dels satèl·lits Starlink de SpaceX?

Una processó d'una seixantena d'objectes lluminosos clarament identificats desfila pel cel nocturn des del 24 de maig del 2019, despertant la delícia d’uns i la frustració d’altres. Es tracta dels satèl·lits de la constel·lació Starlink de SpaceX, que acabarà comptant-ne amb 12.000 per tal d’assegurar la cobertura global d’Internet, molts més que el nombre d’estrelles visibles a simple vista al cel (aproximadament unes 9.000). Només un dia després del llançament, l’arqueòleg i astrònom Marco Langbroek va veure la processó per satèl·lit al seu pas pel nord d’Europa. (veure imatges més amunt).

Els satèl·lits Starlink són visibles a simple vista diverses vegades a la nit, ja que orbiten la Terra en uns 90 minuts, més o menys com l'estació espacial internacional (ISS-EEI). Diversos llocs de seguiment de satèl·lits (en anglès) ja estan en alerta i anuncien els propers trànsits del tren de satèl·lits Starlink al cel de la vostra ciutat, com CalSky.com, N2YO.com i me.cmdr2.org/starlink, o des de Starlink Apareixen com a estrelles de lluminositat relativament baixa (entre +6,5 i +4 de magnitud aparent) però suficients per provocar por, en un proper futur de molèsties per a les observacions astronòmiques, els satèl·lits es mouen actualment en una òrbita baixa al voltant de 440 km sobre el nivell del mar. La processó molt atapeïda hauria d’esclatar una mica en els propers dies, ja que s’uniran de forma independent a una òrbita operativa a una altitud de 550 km.

En resum; la polèmica està servida.

Per què no ens adonem que la Terra està girant?


No ho notem, però tot i així, la Terra gira sobre si mateixa. Així, en un punt situat a l'equador gira a uns 1.670 km per hora!.

No sentim que la Terra gira, però això no impedeix que els objectes situats a la seva superfície traeixin el seu moviment. De fet, la rotació de la Terra és responsable d’una força de Coriolis que desvia moviments inercials a la dreta a l’hemisferi nord i a l’esquerra a l’hemisferi sud, (recordeu el famós experiment del gir de l'aigua als desaigües?). Va ser llavors i gràcies a un pèndol suspès de la volta del Panteó Paris, que Jean Bernard Léon Foucault va demostrar la rotació de la Terra el 1851.
 
La rotació de la Terra, un moviment uniforme
 

La velocitat de rotació de la Terra és certament relativament alta. L’important però, és que aquesta velocitat sigui constant. El moviment de rotació de la Terra és uniforme, cosa que no dóna lloc a cap sensació particular. Feu un experiments: Seieu en un tren o en un cotxe, quan viatja a velocitat de creuer, no sentiu res, encara que sigui el TGV. Només es pot sentir físicament l’acceleració i la frenada. De fet, en aquests moments, les forces ens atreuen cap al nostre seient o ens rebutgen. 


Aquest vídeo és una interpolació d'imatges rebudes de la NASA DSCOVR: EPIC. El satèl·lit està situat al punt L1 de Lagrange, a 1 milió de milles de la Terra en l'eix cap al Sol, i per tant té una vista permanent del costat diürn de la Terra. Les imatges s'envien cada 1 o 2 hores. L'algoritme de Blueturn proporciona una interpolació de 60Hz en temps real.

Els efectes de la força centrífuga

Per seguir el moviment circular de la Terra, cal aplicar una força al cos. En cas contrari, el principi d’inèrcia ens faria moure en línia recta. La força en qüestió és la de la gravetat, que es desglossa en dos termes:

- La força gravitatòria (responsable d’una acceleració de 9,8 m/s2) que resulta de la massa de la Terra i que ens atrau cap al seu centre.

- La força centrífuga (responsable d’una acceleració d’aproximadament 0,02 m/s2) que resulta de la rotació de la Terra i que tendeix a expulsar-nos d’aquesta.

Per sentir la rotació de la Terra, l’efecte centrífug hauria de ser més fort que la gravetat.


Ho he vist aquí


26/04/2020

25.000!

Quan es va iniciar aquest blog, aquesta modesta xifra era un dels primers objectius, i que finalment s'ha pogut assolir al disposar de més temps (i ganes, perquè no) per anar incorporant-hi nous continguts. I aconseguir aquest nº de visitants era tot un repte per a un modest blog de divulgació científica en català i principalment dedicat a l'astronomia; una llengua minoritària i una ciència més minoritària encara.

En aquesta amanida d'articles hem intentat incorporar una mica de tot, ciència bàsica, missions espacials, curiositats, traduir a la nostra llengua el Catàleg Messier del SEDS, i molt especialment imatges. Imatges fascinants amb les que la tecnologia ens permet gaudir i ens sorprèn dia rere dia, i que amb les ganes de fer divulgació, han estat el manual d'ús d'aquest blog.

Bé, el cas es que ja hem arribat a les 25.000 visites, agrair-vos a tots i totes els que algun cop hi heu fet una ullada, hi heu passat per casualitat, o en sou "fidels" seguidors. Gràcies a tots per ajudar a anar fent més gran aquest petit espai de divulgació del món que ens envolta, dins i fora de la nostra atmosfera.

La intenció sempre ha estat la d'apropar aquesta fascinant branca de la ciència als més curiosos, i si son estudiants molt millor, i si hem ajudat a aclarir algun dubte, a despertar noves vocacions, és un altre dels objectius que hem assolit. Si hem aconseguit entretenir, sorprendre i en algunes ocasions provocar un somriure ens donem per satisfets i haurà valgut l'esforç. Continuarem el nostre viatge cap a les 50.000 i més enllà. 

Podríem concloure l'entrada amb un article de l'estil de sempre, però ens permetreu que ho fem amb una mica d'humor en aquest dia especial. Gràcies a tots i totes.

A causa de la menor contaminació de l'aire, les latituds i longituds són ara visibles al cel

Ens continuem trobant en aquest racó.


25/04/2020

Catàleg Charles Messier. Objecte M82


Descoberta per Johann Elert Bode el 1774. 

Formant un parell físic molt evident amb la seva veïna, M81 (les galàxies de referència per a molts habitants de l'hemisferi Nord), aquesta galàxia és el prototip d'irregular del segon tipus, és a dir un "disc" irregular. El seu nucli sembla haver patit abundantment arran d'una trobada propera gairebé recent amb M81, tenint un esclat intens de formació d'estrelles i mostrant evidents línies fosques.

Aquest turbulent flux de gas explosiu és així mateix una font intensa de soroll de ràdio, descoberta per Henbury Brown el 1953. La font de ràdio va ser denominada primer Ursa Major A (La font de ràdio més intensa en UMa) i catalogada com 3C 231 al Third Cambridge Catalogue of Radio Sources. 

En l'infraroig, M82 és la galàxia més brillant del cel; exhibeix l'anomenat excés infraroig (és més brillant a longituds d'ona de l'infraroig que a la part visible de l'espectre). Aquest comportament també pot observar-se per a la companya de M51, M51B (NGC 5195), i per la peculiar galàxia NGC 5128 (Centaurus A). L'aparença visual és la d'una estella platejada, tal com la descriu John Malles. 

Clic per engrandir. Imatge en infraroig capturada pel telescopi Spitzer per poder conparar
amb la imatge visible del NOAO. Crèdit. NOAO/NASA/JPL-Caltech/C. Engelbracht (University of Arizona)

Recentment, al voltant de 100 cúmuls globulars de formació recent (joves) s'han descobert amb el Telescopi Espacial Hubble. La seva formació probablement sigui un altre efecte desencadenat per la trobada amb M81. S'estima que l'última trobada de marea va tenir lloc fa de 50 a més de 100 milions d'anys: el valor més recent de STScI (Institut Científic del Telescopi Espacial) és de 600 milions d'anys, quan s'inicia el comportament interactiu amb períodes de 100 milions d'anys.

Com a membre de el grup M81, M82 està a 12 milions d'anys de llum de distància. 

M82 va ser descoberta el 31 de Desembre de 1774 per Johann Elert Bode juntament amb M81; la va descriure com una "taca nebulosa", a uns 0,75 graus de M81, "és molt prima i de forma allargada", i la va catalogar amb el Nº 18 en el seu catàleg. Pierre Méchain de forma independent va redescobrir les dues galàxies com taques nebuloses a l'agost de 1779 i va informar d'elles a Charles Messier, qui les va afegir al seu catàleg després de mesurar la seva posició el 9 de Febrer de 1781. 

Composició en múltiples freqüències d'ona amb les observacions del Telescopi Espacial
Hubble, Observatori de Raigs X Chandra i el telescopi espacial Spitzer. Crèdit:
NASA/CXC/JHU/D. Strickland, ESA/STScI-AURA, JPL Caltech/C. Engelbracht.

M82 és un dels pocs objectes de Messier que s'han assignat a un nombre Herschel, H IV.79, basat en una observació del 30 de setembre de 1802, ja que William Herschel habitualment evitava de forma acurada incloure en el seu catàleg als objectes de Messier. 

William Parsons, Tercer Comte de Rosse, va ser el primer a destacar les sendes fosques de pols i les taques visibles a la part central de M82.

Halton Arp ha inclòs a M82 com la Nº 337 en el seu Catàleg de Galàxies Peculiars.

S'han reportat una supernova falsa i una altra autèntica per M82 fins ara:

- Lebofsky, Rieke, i Kailey van informar de la descoberta d'una supernova, 1986D, que probablement ha tingut lloc a M82, i per exemple s'assenyala en el llibre de Kenneth Glyn Jones . No obstant això, aquesta "SN" ha resultat ser una falsa alarma. Realment, el que va enganyar els descobridors va ser una font lleugerament variable de 2 micròmetres.
- Supernova 2004am va ser descoberta més tard en imatges captades a l'Observatori Lick el 21de Novembre de 2003, quan tenia una magnitud aparent de 17,0.









24/04/2020

Ones gravitacionals: la fusió de dos forats negres molt diferents detectats per primera vegada

LIGO i VIRGO continuen detectant les ones gravitacionals produïdes per col·lisions de forats negres estel·lars. Per primera vegada, la fusió observada es va produir amb forats negres de masses realment diferents. Suficient per comprovar nous aspectes de la física i astrofísica d’aquests objectes.

Imatge extreta de la simulació numèrica d'una fusió binaria de forats negres a l'origen
de la font de les ones gravitacionals GM190412, amb masses asimètriques i una
precessió orbital. Crèdit N. Fischer, H. Pfeiffer, A. Buonanno (Max Planck Institute
for Graviotational Physics), Simulating eXtreme Spacetimes (SXS) Collaboration
.

Hem entrat a l’era de l’astronomia gravitatòria des de fa uns anys gràcies als treballs pioners de Kip Thorne i Rainer Weiss a un costat de l’Atlàntic, i d’Alain Brillet i Thibault Damour a l’altra costat, sense oblidar tots els altres membres de les col·laboracions Ligo i Virgo que van permetre la detecció i l’anàlisi de les ones gravitacionals així com, per descomptat, tants altres noms associats durant dècades a la seva cerca (Ron Drever, Vladimir Braginsky etc. ..). Recordem que aquestes ones, predites per la teoria relativista de la gravitació de Einstein, són les ones en l'estructura de l'espai-temps que es distorsionen una mica com ho faria l'ona sonora en un sòlid.

La primera font detectada va ser, recordem GW150914, i es tractava de la fusió de dos forats negres de massa estel·lar. Una part de la massa total dels dos objectes, que contenia cadascun més de 30 vegades la massa del Sol, es va convertir en ones gravitacionals. Per donar una idea de l’energia que representa un succés així, imaginem que, si aquestes ones gravitacionals haguessin estat ones electromagnètiques, la font de la col·lisió observada el setembre del 2015 hauria aparegut al nostre cel més brillant que la Lluna plena. No obstant això, l'esdeveniment va tenir lloc a uns 1.300 milions d'anys llum de distància de la Via Làctia.

Algunes de les col·lisions d'estrelles de neutrons també es van descobrir mitjançant de la seva emissió d'ones gravitatòries i també electromagnètiques, donant un nou impuls al que s'anomena com al "multimissatger astronòmic" que pot combinar els senyals d'aquestes ones amb fluxos de neutrins.

Pel que fa a les fusions del forat negre, LIGO i VIRGO fins ara només han detectat col·lisions amb estrelles compactes de massa comparable, com és el cas del GW150914. Però avui dia, mentre que la tercera campanya d'observacions amb aquests detectors d'ones gravitatòries -el  termini d'O3, com diuen els investigadors- va començar el primer d'abril de 2019, els astrònoms han acabat d'explicar a un article a arXiv que un senyal molt particular havia estat mesurat per LIGO i VIRGO el 12 d’abril de 2019 a les 7.30 i 44 hores, hora de París. De fet, tot indica que la font anomenada GW190412 va implicar la fusió de dos forats negres les masses de les quals són realment diferents aquesta vegada: tot una estrena!

Simulació numèrica d'una fusió binaria de forats negres a l'origen de la font de les
ones gravitacionals GM190412, amb masses asimètriques i una precessió orbital.
Crèdit N. Fischer, H. Pfeiffer, A. Buonanno(Max Planck Institute for
Graviotational Physics), Simulating eXtreme Spacetimes (SXS) Collaboration.


De la mateixa manera que el so produït per un instrument musical pot donar informació sobre l'estructura i la composició de l'instrument, les ones gravitacionals emeses per la col·lisió i la fusió de dos forats negres són riques en informació de tot tipus, en particular la massa i el moment angular associats amb la rotació de cada forat negre, però també la inclinació relativa comparada amb nosaltres del pla orbital inicial de les dues estrelles compactes abans de la fusió i, per descomptat, la distància a la qual es va produir. També podem provar la relativitat general a la recerca d’una nova física que l’estengui més enllà, com per exemple la de la teoria de les supercordes.
Una clau per entendre el naixement dels forats negres estel·lars binaris

Es va descobrir així que, en el cas de GW190412, una de les dues estrelles no només ha de ser aproximadament de tres a quatre vegades més massiva que l'altra, sinó que els forats negres que es van fusionar tenien masses de l'ordre de 30 i 8 vegades la massa del Sol. Es creu que l'esdeveniment s'ha produït aproximadament a 2.300 milions d'anys llum de la Via Làctia.

Els astrofísics relativistes van avui més enllà gràcies a l'asimetria de masses. Sabem que les ones (so, llum, etc.) es poden desglossar en la suma d’ones d’una freqüència simple i ben definida descrita per sinusoides elementals. Així doncs, hi ha un espectre com diuen els físics amb certes freqüències presents i d’altres no. Cadascuna d’aquestes ones elementals també té una amplitud, de manera que certs components, en el cas d’un so per exemple, serien molt forts i d’altres gairebé inaudibles. Aquests harmònics són en certa manera la targeta d’identitat d’un so i, per tant, d’un instrument musical i la partitura que podem tocar amb ell.

En el cas de GW190412, els investigadors van poder mesurar els harmònics teòricament predits per les equacions de la relativitat d'Einstein que encara no hem arribat encara a observar tant per les masses dels forats negres en joc eren comparables entre sí, i en menor mesura, perquè la sensibilitat dels detectors es millora constantment durant les pauses entre dues "series".

En un comunicat de premsa del CNRS, que participa en la col·laboració Europea de Virgo mitjançant el detector situat no lluny de Pisa, a Itàlia, Giancarlo Cella, investigador de l’Istituto nazionale di Fisica Nucleare (INFN) italià, i actualment coordinador de l’anàlisi de les dades de la col·laboració amb Virgo explica que  “els detectors de VIRGO i LIGO són cada cop més sensibles, la taxa de detecció augmenta i esperem observar esdeveniments nous o inesperats. GW190412 és inusual i interessant, a causa de la gran diferència de massa entre els dos forats negres que s'han fusionat. Descobrim que aquests sistemes existeixen i aprenem més sobre la seva raresa. Això ens permetrà entendre com es van formar, una pregunta que em fascina”.



La teoria de la gravetat d’Einstein en surt reforçada, així com la teoria dels forats negres basada en la famosa mètrica de Kerr que descriu l’espai-temps associat a un forat negre en rotació. Finalment, resulta que hi ha diversos escenaris que permeten donar compte de la disparitat entre les masses dels forats negres dels sistemes binaris i que condueixen a prediccions sobre les poblacions d’aquests objectes. Aquests escenaris depenen especialment dels llocs on es formen forats negres binaris, per exemple en cúmuls globulars o al voltant de forats negres supermassius. Les properes deteccions de col·lisions de forats negres, reforçades per l'arribada de nous detectors com KAGRA, deurien doncs, ser molt instructius tant per a la física fonamental com per a l’astrofísica.



Ho he vist aquí.
















22/04/2020

Catàleg Charles Messier. Objecte M81

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

Descoberta per Johann Elert Bode en 1774. 

Messier 81 (M81, NGC 3031) a l'Óssa Major es una de les galàxies més conspícues al cel, i una de les més properes més enllà del Grup Local. És una conspícua galàxia espiral. 

M81 és una de les galàxies més recompensadores i fàcils d'observar per l'astrònom aficionat a l'hemisferi Nord, perquè amb la seva lluminositat total de 6,8 magnituds pot trobar-se amb instruments petits.

Brian Skiff de l'Observatori Lowell va informar que va poder veure a M81 a simple vista sota condicions de visió excepcionalment bones (és a dir, cel fosc sense núvols), i és almenys el quart observador que ha reportat un èxit semblant!

La galàxia M81 de marcat disseny espiral forma un parell físic molt evident amb la seva veïna M82, i la més brillant de les dues és probablement la galàxia dominant d'un grup proper anomenat grup M81. Fa unes poques desenes de milions d'anys, el que és gairebé recent en l'escala de temps còsmica, va tenir lloc una trobada propera entre les galàxies M81 i M82. Durant aquest esdeveniment, la major i més massiva M81 va deformar dramàticament a M82 per la interacció gravitacional. La trobada també ha deixat marques en el patró espiral de la galàxia M81, la major i més brillant. La primera ha quedat més allargada, i la segona mostra una línia fosca al costat inferior esquerre de la regió nuclear. Les galàxies encara romanen juntes, els seus centres separats per una distància lineal de només 150.000 anys llum.  

M81 és el primer dels quatre objectes originalment descoberts per Johann Elert Bode, qui la va trobar, juntament amb la seva veïna M82, el 31 de desembre de 1774. Bode la va descriure com una "taca nebulosa", a uns 0,75 graus de M82, "apareix majorment rodona i té un dens nucli al mig", i la va incloure amb el Nº 17 en la seva llista. Pierre Méchain de forma independent redescobrir les dues galàxies com taques nebuloses a l'agost de 1779 i va informar d'elles a Charles Messier, qui les va afegir al seu catàleg després de mesurar la seva posició el 9 de Febrer de 1781. 

Fent us del Telescopi Espacial Hubble (HST), un equip comandat per Wendy Freedman de l'Institut Carnegie de Washington ha investigat 32 variables Cefeides a M81 i determinat la distància en 11,0 milions d'anys llum, el 1993 bastant abans que el HST fora retocat. Considerant les correccions de la nova escala de distàncies que impliquen els resultats del satèl·lit Hipparcos de l'ESA, la distància correcta de M81 és probablement propera als 12,0 milions d'anys llum.

El diumenge 28 de març de 1993, una supernova tipus II (1993J) va tenir lloc a M81, que va ser descoberta per l'astrònom espanyol aficionat Francisco García Díaz des de Lugo (Espanya), i va aconseguir una magnitud aparent de 10,5 en el seu màxim. El romanent d'aquesta supernova ha estat captat en ones de ràdio de 3,6 cm de longitud d'ona entre aproximadament 6 a 18 mesos després de l'explosió, amb l'Interferometria de Molt Llarga Base (Very Long Baseline Interferometer, VLBI) disposició de radiotelescopis a Europa i Amèrica del Nord. 

Clic per engrandir. Imatge en infraroig d'ona curta de M81 feta pel Spitzer. Crèdit:
NASA/JPL/Caltech/Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Unes investigacions dutes a terme el 1994 han indicat que probablement M81 tingui poca matèria fosca, ja que s'ha trobat que la seva corba de rotació decau ràpidament en les regions externes; això contrasta amb moltes galàxies, incloent a la nostra Via Làctia, per a les que la corba de rotació s'incrementa cap a fora. Per explicar la velocitat de les estrelles en aquestes regions, la galàxia ha de tenir una certa quantitat de massa. No obstant això, la massa total observada en la matèria lluminosa -estrelles i nebuloses- és típicament insuficient per explicar aquest comportament; d'aquí que s'assumeixi que hi ha una part significativa de la massa de les galàxies en forma no lluminosa, matèria fosca (o al menys matèria de baixa lluminositat). Per M81, el percentatge de matèria fosca actualment estimat és inferior a la mitjana.

Al 1995, Perelmuter i Racine van explorar la regió que envolta M81 buscant cúmuls globulars, i van trobar uns 70 objectes candidats per al sistema de cúmuls globulars de M81 (Perelmuter i Racine, 1995). Ells estimen que la població total és de 210 +/- 30 globulars. 

Al desembre de 1990, la missió del Space Shuttle ASTRO-1 (STS-35) va transportar telescopis en òrbita de la Terra, incloent el UIT (Telescopi d'Imatges ultraviolats) que va obtenir imatges de M81 (en llum ultraviolada; aquestes es van comparar amb la imatge en llum visible, i es van combinar en una superposició interessant i informativa, es disposa d'una animació [abaix, al final] que mostra la transformació de la imatge UV de M81 a la imatge visible). Prèviament, la radiació UV de M81 ha estat investigada per l'observatori orbital Astronòmic Soviètic. Bill Keel ha acoblat un seguit d'imatges de M81 en les diferents regions de l'espectre electromagnètic des dels de ràdio fins als raigs X.

Imatges del UIT de M81. Crèdit: NASA






 

21/04/2020

Dossier Cosmologia i 8. L’Univers: la cerca de l’energia fosca

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.

El contingut “Energia-Matèria” de l’Univers està dominat en un 70% per l’energia fosca. Però, com detectar-la?.  La recerca de l' energia fosca ja s'ha iniciat.

Com ja hem vist anteriorment en aquest dossier, l’observació de supernoves, considerades com candeles estàndard, indica que l’expansió de l’Univers s’està accelerant (resultat corroborat també per altres mètodes) contràriament a les prediccions del model del "Big Bang estàndard".

Aquest resultat no entra en contradicció amb la teoria de la relativitat d'Einstein, ja que és suficient per trobar un "contingut Energia-Matèria" que tingui un efecte gravitatori "repulsiu" i no "atractiu" com la matèria, (fosca o no).

Descobrirem alguna vegada la veritable naturalesa de l’energia fosca? Imatge del VLT
(Telescopi molt gran) a Xile. © Fmillour, CC by-sa 3.0

Aquest descobriment revela en realitat l’existència d’una nova forma d’energia anomenada energia fosca. Aquesta energia tindria propietats anàlogues a les que posseïx "l'energia al buit" en la física de partícules i dominaria (de nou) la dinàmica de l'Univers en els nostres temps!

La càmera MegaPrime (esquerra), construïda per la CEA, està instal·lada al telescopi
CFH de Hawaii. És una càmera formada per un mosaic de 40 CCD (a la dreta).
Aquesta càmera cobreix un camp d’1º x 1º sobre el cel. L’àrea coberta permet, amb
observacions separades uns dies, tenir sempre supernoves que esclaten a la zona
del cel observada. © CEA/CFH 

Naturalesa de l'energia fosca

Després de la fase de descobriments del 1995, s'han dedicat molts esforços per demostrar definitivament aquesta fase d’acceleració i, sobretot, per identificar-ne el motor. L’enquesta rau en determinar la naturalesa d’aquesta energia fosca (i determinar una possible evolució amb el temps còsmic) i les seves profundes conseqüències per al nostre coneixement fonamental de l’Univers i les seves lleis.

Una gran part de les distàncies de les supernoves del programa SNLS -sigles en anglès
de Supernova Legacy Survey (Estudi del llegat de les Supernoves), es van mesurar
mitjançant espectrògrafs instal·lats als telescopis de 8 metres que constitueixen
el VLT a Paranal, Xile. © ESO
 

El LAM i el CPPM col·laboren en aquesta perspectiva en projectes conjunts. Aquests projectes es basen, entre d'altres, en l'observació de supernoves llunyanes mitjançant telescopis terrestres o embarcats. En particular, aquests laboratoris participen en l’anàlisi de supernoves del SNLS observades des del telescopis CFHT a Hawaii i VLT a Xile.

En paral·lel, els dos laboratoris participen en la definició d’un espectrògraf que s’instal·larà al futur satèl·lit dedicat a la caracterització de la energia fosca JDEM/SNAP. Aquest instrument espacial proporcionarà dades d'una riquesa i precisió inigualables en aquest camp de ràpid desenvolupament.

El projecte de satèl·lit SNAP (Supernova/Acceleration Probe) serà capaç cada any, de mesurar
la distància de milers de supernoves llunyanes i cobrir grans àrees del cel per detectar i
mesurar els efectes de les lents gravitacionals creades per la distribució de la matèria fosca
a l’Univers. Totes aquestes mesures permetran retrocedir la història de l’expansió
còsmica dels darrers 10 mil milions d’anys i determinar la naturalesa de l’energia fosca
i la seva possible evolució amb el temps còsmic. © SNAP/LBL 

Observació de supernoves i raigs gamma

L’acceleració de l’expansió de l’Univers posa en evidència el que seria en realitat un esdeveniment “recent” en la història còsmica ja que l’energia fosca que en seria el motor (re)-governaria la dinàmica de l’Univers només des de fa 2 o 3 mil milions d’anys. Abans d'aquesta fase, era en principi la matèria la que dominava aquesta dinàmica, donant lloc a la desacceleració de l'expansió. Això és el que demostren, fins ara,  l’observació de les supernoves més llunyanes i la d’altres estrelles.

No obstant això, confirmar la "regularitat" d'aquesta expansió durant durades còsmiques molt llargues segueix sent un objectiu rellevant. Per això, les supernoves ja no poden ser bones sondes perquè la seva brillantor intrínseca és massa feble.

Hem de considerar utilitzar els astres més energètics que existeixen a l’Univers. Aquests astres són els esclats de raigs gamma (o GRB: Gamma Ray Burst) que poden ser (durant una fracció de segon) al menys 100 vegades més brillants que les supernoves. Aquests objectes emeten en el rang de raigs γ, rajos X , en el rang visible i en l'infraroig. 

El projecte de satèl·lit SVOM/ECLAIR permetrà observar esclats de raigs gamma en els
dominis X, gamma i infrarojos. Associat amb telescopis a terra sensibles a les radiacions
visibles, permetrà l'observació simultània i a diverses longituds d'ona d'aquestes estrelles
furtives i misterioses. © DR

Els estudis en curs demostren que aquestes estrelles en explosió podrien constituir, com les seves germanes supernoves, candeles estàndard de gran abast. A més, les més allunyades d’aquestes estrelles probablement serien “representants” de les primeres generacions d’estrelles mai creades. Es podria descobrir-les per veure les primeres estrelles de l’Univers una per una!

Nota: El LAM està involucrat, en forma de codirector i amb altres laboratoris francesos, en col·laboració amb la Xina, en un projecte de satèl·lits (SVOM/ECLAIR) dedicat a l'observació d'aquests objectes que encara són molt misteriosos però molt prometedors per a la cosmologia.




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


15/04/2020

Saturn: per què la seva atmosfera és tan calorosa?

Clic per engrandir. Imatge composta en fals color que revela en verd un cercle d’aurores al
pol sud de Saturn. Crèdit :NASA, JPL, ASI, University of Arizona, University of Leicester.

Més enllà de la tomba, Cassini ens continua lliurant el seu llegat. Gràcies a les dades recollides per la sonda durant la seva missió, es va poder dur a terme un nou mapa de l’atmosfera superior de Saturn, que podria explicar per què el planeta està tan calent.

El 15 de setembre de 2017, Cassini va desaparèixer per sempre dels radars. En un heroic darrer impuls, la sonda va caure i es va desintegrar a l’atmosfera superior de Saturn, amb els aplaudiments dels qui l’havien seguit des del primer moment. Dos anys i mig després d’aquest final espectacular, les dades recollides pel dispositiu van permetre constituir la cartografia més exhaustiva fins a l’actualitat de l’atmosfera superior de Saturn, oferint noves pistes capaces d’explicar per què aquest últim es tant calent.

 Clic per engrandir. Imatge en fals color capturada per la Cassini el 2005, l'aurora en color
blau és visible als dos pols de Saturn. © Nasa, JPL, Universitat de Colorado

L’electricitat a l’aire de Saturn

L’origen de la calor que emeten  les atmosferes dels gegants gasosos ha estat des de fa molt de temps un misteri per als científics. Tot i que la temperatura de l'atmosfera terrestre es justifica per la seva proximitat al Sol, la distància del nostre Sol a planetes com Saturn, Júpiter, Urà o Neptú no permet explicar per què les capes superiors de les seves atmosferes estan a diversos centenars de graus per sobre del que s'hauria d'esperar. Tot i així, un nou estudi publicat a la revista Nature sembla haver identificat el culpable d'aquest estrany fenomen: les aurores.

Visibles als pols de Saturn, aquestes cintes de llum ionitzada són el resultat de la interacció entre els vents solars i les partícules carregades que provenen de les llunes de Saturn. Segons les dades dels investigadors, les aurores contribuirien a escalfar considerablement l’aire als pols. Aquest aire calent es redistribueix a continuació al nivell de l'equador pel sistema de vents del planeta, multiplicant per dos les temperatures que es podria esperar d'un simple escalfament pel Sol.

Clic per engrandir. Imatge artística de la Cassini orbitant Saturn. Crèdit: NASA

El llegat de la Cassini 

Abans del seu gran salt a l'atmosfera de Saturn, Cassini va efectuar 22 òrbites més properes al planeta, durant un viatge final anomenat "El Gran Final". Durant aquesta fase es va poder recollir les dades necessàries per a l’estudi que s’acaba de realitzar. Observant canvis en la brillantor de les estrelles quan apareixien i desapareixien darrere de l’horitzó, els científics van poder mesurar la densitat de l’atmosfera saturniana. Aquesta està condicionada per dos factors: l’altitud i la temperatura. L’equip, per tant, va comparar les variacions de densitat en diferents punts per deduir que les temperatures eren més altes als pols del planeta, cosa que va suggerir que les aurores eren directament responsables d’aquest escalfament. Aquests càlculs, un cop realitzats, van permetre deduir la velocitat del vent, invalidant la tesi que les forces de Coriolis evitarien la redistribució de la calor a l'equador.

"Aquests resultats són crucials per a la nostra comprensió global de les altes atmosferes planetàries, i són una part important del llegat de la Cassini", diu Tommi Koskinen, un membre de l'equip de l'espectrògraf d'imatge ultravioleta de Cassini (Ultraviolet Imaging Espectrógrafo de Cassini en anglès o UVIS). "Ens ajuden a explicar per què la part superior de l’atmosfera és calenta mentre que la resta, per la gran al Sol, és freda".



Ho he vist aquí

El sobrevol de la Terra per la sonda BepiColombo en imatges

Actualment, la crisi del coronavirus és el focus d’atenció. Però l'Agència Espacial Europea (ESA) va tenir, ben aviat aquest passat divendres al matí, una cita que no va poder ajornar. La sonda BepiColombo va sobrevolar la Terra per ajustar la seva trajectòria cap a Mercuri.

Va ser llançada a l’octubre del 2018. Des d’aleshores, la sonda BepiColombo va iniciar el seu viatge cap a Mercuri. Però aquest divendres, 10 d’abril de 2020, a les 06.25 hores, va passar a només 12.700 quilòmetres de la nostra Terra. Objectiu: modificar la seva velocitat i corbar la seva trajectòria. L’operació va anar perfectament. Fins i tot van poder veure la sonda astrònoms amateurs situats al sud de Roma i Madrid.

Imatges preses amb una diferència de 10 minuts el 9 d'abril de 2020, entre les 11:25 i les 21:04 UT.
La sonda BepiColombo es trobava aleshores entre 281.000 i 128.000 km de la Terra. © ESA,
BepiColombo, MTM, CC by-sa 3.0 IGO

Incloent els delicats 34 minuts de la maniobra quan Bepi Colombo es va enfonsar a l’ombra del nostre planeta.  "Un període en el qual la sonda per primera vegada des del seu llançament, va ser privada de la llum directa del Sol", diu Elsa Montagnon, cap d'operacions de vol, en un comunicat de l'Agència Espacial Europea ( ESA ). Per preparar-se, els operadors havien carregat les bateries de la sonda i escalfat tots els components.  “Quan les cèl·lules solars van començar a produir electricitat de nou, sabíem que estava guanyat".

La Terra fotografiada per BepiColombo entre les 5.03 i les 5.41 hores del 10 d'abril de 2020.
La nau espacial es trobava entre els 26.700 i els 17.300 km del nostre planeta. © ESA,
BepiColombo, MTM, CC by-sa 3.0 IGO

Benvingut l’èxit enmig d’un període incert

Com que l'operació no es va poder ajornar, s'havia de realitzar amb personal limitat. Malgrat les mesures de distanciament social implementades al centre de control de missions de la ESA de Darmstadt (Alemanya), s’ha aconseguit l’èxit.

Captura de Twitter: Aquí teniu una bona pel·lícula utilitzant algunes de les nostres imatges.
Crèdit: @Virtual Telescope. Twitter

Amb una bonificació afegida, una vista impressionant de la nostra Terra. “Aquests selfies criden a la humilitat. Mostren el nostre planeta, la nostra llar, que compartim, en un dels moments més inquietants i incerts que hem passat molts de nosaltres”, va comentar Günther Hasinger, el director científic de la ESA.


Ho he vist aquí

14/04/2020

Catàleg Charles Messier. Objecte M80


Clic per engrandir. Crèdit imatge: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA)


Descobert el 1781 per Charles Messier.

M80 és un magnífic cúmul globular de magnitud 8. El seu diàmetre angular de 10' es correspon aproximadament a unes dimensions d'uns 95 anys llum a la seva distància de 32.600 anys llum. El seu aspecte recorda molt a la d'un tènue estel sense cua.

Aquest dens núvol estel·lar conté unes 100.000 estrelles que es mantenen agrupades a causa de la seva atracció gravitatòria. Es tracta d'un dels cúmuls globulars més densos de la nostra Via Làctia.

Quan va ser descobert pels astrònoms en observacions realitzades per mitjà del telescopi espacial Hubble el 1999 a la zona visible i ultraviolada de l'espectre, M80 conté un gran nombre de les anomenades 'blaves tardanes' en el seu nucli, al voltant del doble que qualsevol altre cúmul globular investigat per mitjà del Hubble. Es tracta d'estrelles blaves i brillants que es presenten a prop de la seqüència principal del diagrama de Hertzsprung-Russell, de manera que semblen més massives i més joves que l'edat del cúmul globular. El motiu és molt probablement que aquestes estrelles van perdre els seus embolcalls, més freds, en contactes estrets amb d'altres estrelles. El seu gran nombre a M80 és signe d'un índex excepcionalment alt de col·lisions estel·lars en el nucli d'aquest cúmul globular.

El cúmul globular M80 va ser un dels descobriments originals de Charles Messier, el 4 de gener de 1781, i el va catalogar com una "nebulosa sense estrelles, (...) que recorda el nucli d'un cometa". William Herschel va ser el primer a comprendre, (abans del 1785), i va descobrir que era "un dels cúmuls més rics i comprimits d'estrelles petites que recordo haver vist".

El 21 de maig de 1860 va aparèixer una nova a M80, que va canviar l'aparença d'aquest cúmul globular durant alguns dies. Aquesta nova, coneguda com T Scorpii, va ser descoberta per Auwers a Berlín, i va aconseguir una magnitud de 7,0 el 21 i el 22 de maig, i va baixar a una magnitud de 10,5 el 16 de juny. Pogson la va veure pel seu compte. Es va informar que Pogson havia vist un nou augment de la brillantor a principis de 1864, però sembla improbable, i ningú va poder confirmar el succés. La brillantor màxim d'aquesta nova correspon a una magnitud absoluta de -8,5, si fos un membre del cúmul. En el seu màxim, la nova va arribar a ser considerablement més brillant que el conjunt del cúmul!.

Va aparèixer una segona nova el 1938 a M14, però només se la va poder observar fotogràficament, i se la va descobrir anys després. Una altra nova va ser V 1148 a Sagittarii, que va aparèixer prop de NGC 6553, però no és segura en aquest cas una correlació física. S'ha informat ocasionalment d'altres observacions de variacions cataclísmiques: es van registrar observacions primerenques de noves nanes a M5, M30 i a NGC 6712, segons el llibre de Cecilia Payne-Gaposhki, 'Stars and Clusters'.

A M80 però, les investigacions amb el telescopi espacial Hubble han conduït a la detecció de només dues estrelles binàries properes semblants a noves, una mica més llunyanes del que la teoria esperava, en funció de l'índex de col·lisions estel·lars.

Situació al mapa del cel de M80. Crèdit Google-SkyMap

M80, encara que no molt peculiar, pot ser fàcilment localitzat com si estigués situat gairebé exactament a mig camí entre Antares (Alfa de Escorpí) i Graffias (Beta de Escorpí), just per sota de la declinació paral·lela de Dschubba (Delta de Escorpí). Es veu com una petita però brillant bola rodona amb un nucli més brillant; la brillantor de la seva superfície disminueix cap a les regions exteriors. Messier va determinar un diàmetre de 2 minuts d'arc, però els millors telescopis d'aficionats de mida mitjana el mostren com un objecte nebulós i clapejat, d'una mida d'uns 3 a 5 minuts d'arc, en el millor dels casos molt pobrament resolt. Major resolució estel·lar necessitarà telescopis de major obertura.

En el mateix camp de visió de baixa potència, hi ha dues petites estrelles variables, R i S de Escorpió, ambdues descobertes el 1854 per J. Chacornac:

• R de Escorpió: de 10,4 a 15 de magnitud, amb un període de 223 dies.
• S de Escorpió: de 10,5 a 14,6 de magnitud, amb un període de 117 dies.

El camp de M80, especialment a l'est i al sud, mostra un gran nombre de nebuloses difuses fosques i algunes brillants, núvols de material interestel·lar.

13/04/2020

Dossier Cosmologia 7: Univers: Què és la matèria fosca?

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.

El nostre Univers seria un "univers fosc", principalment dominat (al voltant del 70% del contingut global) per "energia fosca" i "matèria fosca" (aproximadament un 25%). La recerca de la matèria fosca o de la matèria fosca ja ha començat. Però, què és exactament?

Hem vist, als capítols anteriors d’aquest dossier, que el contingut de l’Univers no es limitava al que només s'ha revelat a l’ull nu o amb el telescopi (planetes, estrelles , galàxies ...). Tots aquests objectes astronòmics estan formats per "matèria visible". Però ara sabem que aquesta matèria visible és només una petita part de la matèria necessària per explicar tant la formació de grans estructures a l’Univers (galàxies, cúmuls ...) com la seva dinàmica.

Clic per engrandir. El telescopi Antares pretén detectar neutrins, possibles candidats
a matèria fosca. Està immers al Mediterrani, a prop de Toulon.
© François Montanet, CC by-sa 2.0

A més, el descobriment de l’acceleració de l’expansió de l’Univers requeriria l’existència d’una “energia fosca”, possible residu fòssil de les fases quàntiques de l’Univers.

Un univers fosc dominat en un 25% per la matèria fosca

L’objectiu permanent dels astrònoms és identificar amb la major precisió possible aquestes diverses aportacions. La imatge revelada per aquesta valoració exhaustiva del contingut còsmic "Matèria-Energia" és la d'un "univers fosc", principalment dominat (al voltant del 70% del contingut global) per "energia fosca" i "matèria fosca" (al voltant del 25%) (vegeu el diagrama següent)

Clic per engrandir. Avaluació del contingut "matèria energètica" de l'Univers. Aquest
contingut està dominat en un 70% per "energia fosca". El component "matèria"
està dominat per "matèria fosca". La matèria visible (gas, estrelles, galàxies, etc.)
només aporta al voltant d’un 5% amb la radiació. © Sci-Bit

Arribem doncs a la sorprenent conclusió que l’univers sensible als nostres sentits directes és només una part minúscula (5%) de l’univers real i que la matèria de la qual estem constituïts només és “l'escuma” d’un “oceà negre” les propietats precises de les quals encara s’han de descobert.

Quina és llavors, la naturalesa d’aquesta matèria fosca o matèria negra? La primera idea era, per descomptat, imaginar que es podia tractar d'una matèria "ordinària" (aquella que constitueix estrelles, galàxies, vida ...) però sota una forma on emetria poca o cap radiació, en cas contrari s'hauria detectat pels instruments existents. Per tant, aquesta matèria "ordinària fosca" ha de ser molt freda (per exemple, l'hidrogen molecular) o bé en forma d'objectes estel·lars gairebé o completament invisibles (com ara forats negres o "estrelles fallides").

Nanes marrons: matèria fosca sota la disfressa de MACHO?

A la dècada de 1990 es van fer importants esforços observacionals per determinar quina quantitat de "matèria fosca" s'amagaria en la forma més probable, la dels nanes marrons, també anomenades Macho (acrònim en anglès de objecte astrofísic compactes massiu de l'halo). Aquestes nanes marrons són estrelles molt fredes, fins i tot estrelles "fallides", és a dir massa poc massives per desencadenar reaccions nuclears dins d'elles.

Aquestes últimes, per exemple, podrien poblar en gran quantitat l’halo galàctic. En aquest cas, haurien d'estar en l'origen dels efectes (micro)-lents gravitacionals, amplificant la brillantor de les estrelles corrents de l'halo en el decurs de la seva incessant mútua ronda a la galàxia.

Com que l’efecte d’amplificació creat per un MACHO és molt feble i fugaç, és necessari per tenir una possibilitat de detectar-lo, observar milions d’estrelles normals durant molt de temps. Això és el que s’ha fet apuntant els telescopis durant anys, ja sigui cap al centre de la Via Làctia, cap als Gran Núvol de Magalhães, o cap a Andròmeda.

Aquestes campanyes d’observació, malgrat la seva dificultat, es van dur a terme i van confirmar que la contribució de les nanes marrons a la massa de l’halo es mantenia baixa (un pocs per cent) i insuficient per tenir en compte la corba de rotació de les espirals.

Wimp i neutrins

Ens veiem obligats, a recórrer a un altre tipus de matèria fosca, les WIMP (acrònim en anglès de partícules massives d'interacció feble). És a dir, considerar partícules no ordinàries i neutres com les partícules predites per les extensions del model estàndard de la física de partícules.

El neutrí, si fos massiu, constituiria un excel·lent candidat, tenint la particularitat de ser una partícula l'existència de la qual es demostra, ja que es detecta en acceleradors. Però ara està desqualificat, tant en l’aspecte físic de les partícules (amb una massa mesurada de zero o molt baixa) com en l’aspecte cosmològic, ja que queda exclòs per la seva incapacitat per assegurar la correcta cronologia en el mecanisme de formació de galàxies.

Les limitacions que proporciona la teoria sobre les característiques (massa, capacitat d’interacció) d’aquests Wimp encara no són prou importants. Intentar detectar aquestes partícules no deixa de ser un repte experimental extraordinari. Tanmateix, només una detecció efectiva serà una prova indiscutible de l'existència d'aquesta matèria i, a la vegada, permetrà conèixer la seva naturalesa.

Un mètode directe consisteix a intentar capturar aquestes partícules al laboratori, amb un detector adequat. La dificultat prové del fet que, per definició, són neutres i són molt poc interactives. Una altra dificultat una vegada més és que els camps d’exploració de les seves característiques, previstes per models teòrics, són immensos.

En conseqüència, tot i que a priori molt nombroses a l'halo fosc de la nostra galàxia, la Via Làctia (d’uns quants centenars a diverses desenes de milers per cm3 , segons la seva massa), dins de la que aquests Wimp transitarien al voltant de 300 km/s, el nombre d'interaccions que tindrien amb un detector adequat col·locat a la Terra, està limitat a unes quantes unitats al dia per 1 kg d'aquest detector.

A més, aquests possibles esdeveniments s’amaguen entre els “paràsits” creats per les interaccions d’altres partícules existents (com els rajos còsmics constituïts de protons o nuclis atòmics presents al medi intergalàctic) amb instruments. Per tant, és necessari construir grans instruments per augmentar la possibilitat de detectar i situar aquests detectors de matèries fosques dins de mines, túnels profunds o fins i tot al fons del mar.

Neutralí, el candidat favorit per a la matèria fosca

El candidat actualment "favorit" per a la matèria fosca és el neutralí, la partícula més lleugera que prediuen els models de física de partícules coneguts com a "models super-simètrics". Aquests models van més enllà del model estàndard simplificant la visió del nostre món físic a costa de la presència de moltes partícules noves associades a les ja conegudes.

Aquestes noves partícules, si existeixen realment, podrien quedar atrapades al centre d’objectes celestes massius com la Terra o el Sol. Si, dins d’aquestes astres la seva densitat és suficient, aquestes partícules es podrien aniquilar entre elles (la anti-partícula del neutralí és el neutralí en si), donant lloc a altres partícules energètiques incloses els neutrins.

Aquests neutrins, procedents del centre de la Terra o del Sol, podrien ser detectats per un telescopi especialitzat anomenat Antares que, situat al fons del mar, "mira" cap al centre de la Terra.

Clic per engrandir. Antares és un telescopi de neutrins situat a 2.400 metres de profunditat.
Ocupa una superfície d’uns 0'1 km2. En el futur se substituirà per un detector de mida
quilomètrica al Mediterrani. El diagrama mostra les 12 línies de fotomultiplicadores (PMT)
desplegades a 40 quilòmetres de la costa. © CPPM

Antares, un telescopi de neutrins submarí

Antares és, de fet, un telescopi de neutrins subaquàtic que funciona al Mediterrani davant de la costa de Toulon (França), a 2.400 metres de profunditat. Detectarà neutrins produïts o bé per estrelles molt energètiques com els microquasars, les restes de les supernoves o els nuclis actius de galàxies o esdeveniments resultants de la interacció de neutrins molt energètics procedents de l’aniquilació de la matèria fosca formada per neutralins.

La unitat bàsica del detector és un mòdul òptic format per un fotomultiplicador, diversos
dispositius i la electrònica associada. El conjunt s’instal·la en esferes de vidre resistents
a la pressió (250 bars). © DR 

Per detectar la matèria fosca, no es detecta directament el neutrí resultant de l’aniquilació. Aquest neutrí que ha travessat la terra interactua amb la matèria produint una altra partícula (el muó). Aquest últim produeix, quan es propaga en aigua, una radiació lumínica de Txerenkov mesurada pels fotomultiplicadors.


- Capítol anterior: L’Univers, un sistema quàntic?
- Capítol següent: Univers: la cerca de l’energia fosca 


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