30/08/2020

Catàleg Messier. Objecte M99

M99. Clic per engrandir. Crèdit: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/
University of Arizona-http://www.caelumobservatory.com/gallery/m99.shtml.

Descoberta per Pierre Méchain el 1781.

M99 Va ser descoberta del 15 de març de 1781 pel col·lega i amic de Messier, Pierre Méchain, juntament amb M98 i M100. Charles Messier va mesurar la seva posició i les va incloure en el seu catàleg el 13 d'Abril de 1781, immediatament abans d'acabar la tercera i última edició publicada.

M99, encara que situada a la constel·lació de la Cabellera de Berenice, és una de les espirals brillants del Cúmul de galàxies de Verge. És del tipus Sc, gira en sentit de les agulles del rellotge (a diferència de la propera espiral M100), i és inusualment asimètrica. El present autor especula que aquesta asimetria podria ser deguda a trobades semi-recents amb altres membres del Cúmul de Verge, una hipòtesi que pot ser secundada pel fet que la seva velocitat de recessió és bastant alta per a un membre d'aquest cúmul: 2.324 Km/seg d'acord al Sky Catalog 2000.0, la velocitat de recessió més alta mesurada per a una galàxia Messier (i per tant per a qualsevol objecte Messier). Això vol dir que s'està movent a través del Cúmul de Verge a una velocitat pròpia (o peculiar) de al menys uns 1.200 km/s, casualment en una direcció que l'allunya de nosaltres.

Tenint en compte que la relativament propera (al cel) galàxia M98 s'aproxima a 125 km/s, i per tant movent-se a aproximadament la mateixa velocitat peculiar però, casualment, cap a nosaltres, un pot especular que aquestes dues galàxies poden haver estat involucrades en una trobada, però això no és, en aquest moment, més que una atrevida especulació.

Clic per engrandir. M99, Crèdit: Johan Knapen and Nik Szymanek

Tres supernoves han estat registrades a M99: La supernova del tipus II 1967H, mag. 14, al juny del 1967, la supernova del tipus II 1972Q, de mag. 15,6 el 16 de Desembre del 1972, i la 1986I ​​de tipus I, mag. 14, el 17 de maig del 1986.

M99 va ser la segona nebulosa, o galàxia, que va ser reconeguda com una espiral, per Lord Rosse a la primavera de 1846, al voltant d'un any després del seu primer descobriment d'una espiral, M51, a la primavera de 1845.





25/08/2020

Catàleg Charles Messier. Objecte M98

Clic per engrandir. Crèdit ESO

Descoberta per Pierre Méchain el 1781.

Messier 98 (M98, NGC 4192) és un dels objectes més febles del catàleg de Messier. És una bella galàxia espiral vista de costat, i membre del Cúmul de Galàxies de Verge, situat a la part sud de la constel·lació de la Cabellera de Berenice.

Juntament amb les properes M99 i M100, M98 va ser descoberta del 15 de març de 1781 per Pierre Méchain. Charles Messier va mesurar la seva posició i la va catalogar el 13 d'Abril de 1781, immediatament abans d'acabar la tercera i última edició publicada del seu catàleg, i destaca que M98 és la més feble d'aquestes tres.

Holmberg ha especulat que M98 podria ser una galàxia de fons més que un membre del cúmul, ja que se'ns està aproximant a 125 km/seg. Malgrat això, en l'opinió del present autor, aquest és un dels arguments més forts que M98 és realment un membre del Cúmul de Verge!. En el dens i massiu Cúmul de Verge, tant la velocitat d'atracció com les trobades properes poden haver-se sumat fàcilment fins a un moviment d'una mica més de 1.200 km/seg., i està aparentment assenyalant en direcció cap a nosaltres, per casualitat, donant com a resultat en el mesurament un corriment al blau en l'espectre d'aquesta galàxia.

M98 està gairebé sobre la vora, i es mostra com un caòtic i difús disc, que conté algunes regions blaves d'estrelles recentment formades, i una enorme quantitat de pols ocultador, que envermelleix bastant la llum del nucli central petit però brillant.

La galàxia sobre la vora M98 pot ser localitzada millor començant des de l'estel de magnitud 5, 6 Comae Berenices, que està a l'est de M98.






22/08/2020

Quants satèl·lits giren al voltant de la Terra?

Clic per engrandir. Quants satèl·lits hi ha al voltant de la Terra?. Crèdit: ESA

L’òrbita terrestre està cada cop més plena de milers de satèl·lits d’operadors públics i privats. Quants en giren pel damunt del nostre cap? Quines són les seves missions? Quins països en tenen més? Quines són la seva mida i altitud? Busqueu totes les figures amb aquesta infografia.

Com posar un satèl·lit en òrbita al voltant de la Terra?  Sense que ni tan sols en siguem conscients, els satèl·lits s’han tornat essencials per a la nostra vida diària. D’això en depenen els mitjans de comunicació, vigilància i bona part de la investigació científica. Llavors, com posar un satèl·lit en òrbita? El Cnes ens respon en aquest breu vídeo didàctic. Avís: Text i àudio en francès.


D'acord amb l'Associació UCS (Unió de Científics Concienciats) 2063 satèl·lits actius en òrbita al voltant de la Terra el dia 1 d'abril del 2019. El més antic encara en funcionament és un satèl·lit aficionat nord-americà AMSAT Oscar-7 (AO-7) llançat el 15 de novembre de 1974. La taxa de llançaments s’ha accelerat bruscament en els darrers anys, amb 378 satèl·lits llançats el 2017 i 375 satèl·lits el 2018. Tingueu en compte: aquest no és el nombre de coets, ja que la norma es fer llançaments múltiples. El 15 de febrer de 2017, l’Índia va batre un rècord amb 104 satèl·lits en un sol llançament.

Clic per engrandir. Crèdit Futura-Sciences. Sci-Bit

País i Dimensió del satèl·lit.

Aquesta proliferació està relacionada amb dos fenòmens: d’una banda, cada cop són més els països interessats en l’espai. Així, Angola va llançar el seu primer satèl·lit el 2017, destinat a proporcionar serveis de comunicació (ràdio, televisió, veu) i Internet d’alta velocitat a través del continent africà i part d’Europa. D'altra banda, els satèl·lits s'estan miniaturitzant amb l'aparició de CubeSats i d'altres nano-satèl·lits no més grans que una caixa de sabates.

Ús dels satèl·lits.

Dels 2.063 satèl·lits en òrbita terrestre, el 38% (788) es dedica a l’observació de la Terra (estudi del clima, precipitacions, vigilància, etc.) i el 37% (773) als serveis de comunicació. A continuació, vénen satèl·lits amb finalitats científiques o tecnològiques en comunicació o defensa (263) i els utilitzats per a la navegació global o regional (138). Fins i tot veiem que apareixen projectes cada cop més inusuals, com ara obres d’art o startups que ofereixen enviar-te les cendres al cel quan moris.

Òrbites dels satèl·lits

El 64% dels satèl·lits (1.325) són enviats a òrbita baixa (LEO), situada entre els 500 i els 2.000 quilòmetres sobre el nivell del mar. Aquesta proximitat permet un temps de latència molt curt i menys energia al llançament. S'utilitza en particular per a sistemes de telecomunicacions, imatges terrestres o meteorologia. El 27% dels satèl·lits (554) naveguen en una òrbita geoestacionària, a una altitud de 36.000 quilòmetres, que s’utilitza especialment per a serveis de comunicació com la televisió, el satèl·lit roman en tot moment per sobre del mateix punt. L’òrbita mitjana, situada entre 2.000 i 36.000 quilòmetres, s’utilitza per a satèl·lits de navegació com el GPS.


Ho he vist aquí.

21/08/2020

El Hubble resol la misteriosa atenuació de Betelgeuse


 Betelgeuse. Clic per engrandir. Crèdit:  A. Dupree (CfA), R. Gilliland (STScI), FOC, HST, NASA

Les observacions del telescopi espacial Hubble de la NASA mostren que l'inesperat enfosquiment de l'estrella supergegant Betelgeuse va ser causat probablement per una immensa quantitat de material calent expulsat a l'espai, formant un núvol de pols que bloquejava la llum de l'estrella procedent de la superfície de Betelgeuse.

Els investigadors del Hubble suggereixen que el núvol de pols que es va formar quan el plasma supercalent es va alliberar d'un aflorament d'una gran cel·la de convecció a la superfície de l'estrella travessant l'atmosfera calenta fins a  les capes exteriors més fredes, on es va refredar i va formar grans de pols. El núvol de pols resultant va bloquejar la llum del voltant d'un quart de la superfície de l'estrella, a partir de finals de 2019. Per a abril de 2020, l'estrella va tornar a la seva brillantor normal.

Betelgeuse és una estrella supergegant envellida, vermella, que ha augmentat de grandària a causa dels canvis complexos i evolutius del seu nucli, un forn de fusió nuclear. L’estrella és tan enorme, que si substituís el Sol al centre del nostre sistema solar, la seva superfície exterior s’estendria per sobre de l’òrbita de Júpiter.

El fenomen sense precedents per al gran enfosquiment de Betelgeuse, que fins i tot es nota fins a simple vista, va començar a l'octubre del 2019. A mitjans de febrer del 2020, l'enorme estrella havia perdut més de les dues terceres parts de la seva brillantor.

Aquest gràfic amb quatre panells il·lustra com la regió sud de l'estrella supergeganta vermella i brillant, la brillantor de Betelgeuse en una evolució ràpida pot haver quedat bruscament enfeblida durant diversos mesos entre els finals del 2019 i principis del 2020. En els primers dos panells, es pot veure a la llum ultraviolada amb el Hubble, una bombolla de plasma brillant i calent és expulsada per l’aparició d’una enorme cèl·lula de convecció a la superfície de l’estrella. Al quadre tres, el gas expulsat s’expandeix ràpidament cap a l’exterior, i es refreda per formar un enorme núvol fosc de grans de pols. El panell final revela l'enorme núvol de pols que bloqueja la llum (tal com es veu des de la Terra) de la quarta part de la superfície de l'estrella. Crèdit d’il·lustració: NASA, ESA i E. Wheatley (STScI).

Aquesta moderació sobtada ha desconcertat als astrònoms, que van lluitar per desenvolupar diverses teories sobre el canvi brusc. Una idea era que una taca solar enorme i freda tapava un ampli terreny de la superfície visible. No obstant això, les observacions del Hubble, dirigides per Andrea Dupree, directora associada del Centre d’Astrofísica-Harvard i Smithsonian (CfA), Cambridge, Massachusetts, suggereixen un núvol de pols que ha cobert una part de l'estrella.

Diversos mesos d'observacions espectroscòpiques de llum ultraviolada de Hubble de Betelgeuse, a partir del gener del 2019, donen lloc a una línia de temps que es va enfosquint. Aquestes observacions proporcionen pistes noves i importants sobre el mecanisme que hi ha darrere de l’enfosquiment.

Hubble va capturar signes de material dens i escalfat que es desplaçava per l'atmosfera de l'estrella al setembre, octubre i novembre de 2019. Aleshores, al desembre, diversos telescopis terrestres van observar que l'estrella disminuïa de lluentor al seu hemisferi sud. Feu clic aquí per saber-ne més.

"Amb el Hubble, veiem el material mentre sortia de la superfície visible de l'estrella i passava per l'atmosfera, abans que es formés la pols que va fer que l'estrella s'enfosquís", va dir Dupree. "Vam veure l'efecte d'una regió densa i calenta a la part sud-est de l'estrella que es desplaça cap a l'exterior".

"Aquest material era de dues a quatre vegades més lluminós que la brillantor normal de l'estrella", va continuar. "I aleshores, aproximadament un mes després, la part sud de Betelgeuse es va enfosquir de forma visible a mesura que l'estrella es feia més fosca. Creiem que és possible que un núvol fosc resulti del flux que va detectar Hubble. Només Hubble ens proporciona aquesta evidència que va portar a l'enfosquiment".

El document de l’equip ha estat publicat online el 13 d’agost a  The Astrophysical Journal.

Estrelles massives supergegantes com Betelgeuse són importants perquè expulsen elements pesats com el carboni a l’espai que es converteixen en els blocs de construcció de noves generacions d’estrelles. El carboni també és un ingredient bàsic per a la vida tal com la coneixem.

Rastreig d'un esclat traumàtic

L'equip de Dupree va començar a utilitzar Hubble a principis de l'any passat per analitzar l'estrella. Les seves observacions formen part d’un estudi del Hubble de tres anys de durada, per controlar les variacions de l’atmosfera exterior de l’estrella. Betelgeuse és una estrella variable que s’expandeix i es contrau, que s’il·lumina i s’enfosqueix, en un cicle de 420 dies.


La sensibilitat a la llum ultraviolada de Hubble va permetre als investigadors sondar les capes per sobre de la superfície de l'estrella, tan calentes, de més de 20.000 graus Fahrenheit (més de 11.000 ºC), que no es poden detectar a les longituds d'ona visibles. Aquestes capes s'escalfen parcialment per les turbulentes cèl·lules de convecció de l'estrella que bombollegen fins a la superfície.

Betelgeuse es fàcil de localitzat al cel nocturn.
Fins i tot en llocs amb contaminació lumínica.
Crèdit: Google-SkyMap
Els espectres del Hubble, presos a principis i finals de 2019, i el 2020, van sondejar l'atmosfera exterior de l'estrella mesurant les línies de magnesi II (magnesi ionitzat individualment). De setembre a novembre de 2019, els investigadors van mesurar el material que es mou a uns 320.000 quilòmetres per hora des de la superfície de l'estrella fins a la seva atmosfera exterior.

Aquest material dens i calent va continuar viatjant més enllà de la superfície visible de Betelgeuse, arribant a milions de quilòmetres de l'estrella a on va romandre. A aquesta distància, el material es va refredar prou com per formar pols, segons van dir els investigadors.

Aquesta interpretació és coherent amb les observacions de llum ultraviolada de Hubble el febrer del 2020, que van demostrar que el comportament de l'atmosfera exterior de l'estrella tornava a la normalitat, tot i que les imatges de llum visible mostraven que encara s'enfosquia.

Tot i que Dupree desconeix la causa de l'esclat, creu que va ser ajudat pel cicle de pulsació de l'estrella, que va continuar normalment tot i l'esdeveniment, segons les observacions de llum visible. El coautor del document, Klaus Strassmeier, del Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam, va utilitzar el telescopi automatitzat de l'institut anomenat STELLar Activity (STELLA), per mesurar els canvis en la velocitat del gas a la superfície de l'estrella a mesura que es va elevar i va caure durant el cicle de pulsació. L’estrella s’estava expandint en el seu cicle alhora que augmentava la cèl·lula convectiva. El pols que dilata a Betelgeuse pot haver ajudat a impulsar el plasma a sortir a l’atmosfera.

Dupree estima que es va perdre aproximadament dues vegades la quantitat normal de material de l'hemisferi sud durant els tres mesos del esclat. Betelgeuse, com totes les estrelles, està tolt el temps perdent massa, en el seu cas a un ritme 30 milions de vegades superior al Sol.

Betelgeuse és tan a prop de la Terra, i és tan gran, que Hubble ha sabut resoldre les característiques de la superfície, convertint-la en l'única estrella, tret del nostre Sol, on es pot veure el detall de la superfície.

Les imatges de Hubble realitzades per Dupree el 1995 van revelar per primera vegada una superfície tacada que contenia cèl·lules de convecció massiva que es contrauen i el que fa que s’enfosqueixin i s’il·luminin.

Un precursor de Supernova?

La supergeganta vermella està destinada a acabar la seva vida en una explosió de supernova. Alguns astrònoms creuen que l’atenuament sobtat pot ser un esdeveniment pre-supernova. L’estrella està relativament a prop, a uns 725 anys llum de distància, cosa que significa que l’enfosquiment hauria passat al voltant de l’any 1300. Però la seva llum acaba d’arribar a la Terra ara.

 Clic per engrandir. Romanent de la supernova Cassiopea A. Crèdit: NASA/Chandra

"Ningú sap què fa una estrella abans de convertir-se en una supernova, perquè mai s'ha observat", va explicar Dupree. "Els astrònoms tenen mostres d'estrelles potser un any abans de convertir-se en supernoves, però no d'uns dies o setmanes abans que passés. Però la probabilitat que l'estrella es converteixi en supernova en qualsevol moment es ben petita".

Dupree tindrà una altra oportunitat d'observar l'estrella amb el Hubble a finals d'agost o principis de setembre. Ara, Betelgeuse es troba al cel diürn, massa a prop del Sol per a observacions amb el Hubble. Però l’Observatori de Relacions Solar Terrestres (STEREO) de la NASA  ha pres imatges de l’estrella gegant des de la seva ubicació a l’espai. Aquestes  observacions mostren que Betelgeuse es va tornar a enfosquir entre mitjan maig i mitjans de juliol, tot i que no tan dramàticament com durant l'any.

Dupree espera utilitzar STEREO per a més observacions de seguiment per controlar la brillantor de Betelgeuse. El seu pla és tornar a observar Betelgeuse l'any que ve amb STEREO quan l'estrella s'hagi tornat a expandir cap a l'exterior en el seu cicle, per veure si es desencadena un altre esclat.


Ho he vist aquí.

16/08/2020

Catàleg Charles Messier. Objecte M97


Clic per engrandir. la Nebulosa del Mussol està situada al cel a uns 2.600 anys llum de distància cap al fons del carro de l'Óssa Major. També catalogada com M97, el 97è objecte de la coneguda llista de Messier, la seva forma rodona i la col·locació de dos "ulls" grans i foscos suggereixen la cara d'un mussol observant. Un dels objectes més febles del catàleg de Messier, la nebulosa del Mussol és una nebulosa planetària, l'embolcall gasós que brilla amb una estrella moribunda i semblant al Sol quan es queda sense combustible. De fet, la Nebulosa Mussol ofereix un exemple del destí del nostre Sol, ja que es quedarà sense combustible en uns 5.000 milions d’anys més. Com veiem, la nebulosa té una superfície de més de 2 anys-llum, cosa que la fa aproximadament 2.000 vegades el diàmetre de l'òrbita de Neptú. Aquesta imatge en color mostra bonics detalls impressionants dins del mussol còsmic. La composició inclou imatges realitzades a través de filtres de banda estreta durant un total de 24 hores de temps d’exposició. Aquesta imatge va ser considerada com a foto del dia per la NASA el 15 de maig del 2009. Crèdit: Keith Quattrocchi


Descoberta per Pierre Méchain en 1781.

La nebulosa del mussol, un dels objectes més febles de el Catàleg Messier, va ser descoberta per Pierre Méchain el 17 de febrer de 1781. És una de les quatre nebuloses planetàries del seu catàleg i està situada a la constel·lació de l'Óssa Major.

En la seva descripció d'aquest objecte, Charles Messier esmenta també altres dos objectes nebulosos, observats alhora (per ell mateix i per Méchain), però que no havia inclòs en la seva versió impresa de 1781, publicada en Connoissance des Temps, (coneixement dels temps) el 1784. Com la descripció és òbvia i ell va afegir a mà posicions en la seva còpia personal, així com descripcions en la seva versió manuscrita de pre-impressió, ara sabem realment que va observar els objectes M108 i M109. L'almirall William H. Smyth va ser el primer a classificar-la com nebulosa planetària en 1844. El nom de Nebulosa del Mussol l'hi devem a Lord Rosse que va ser el primer a utilitzar-lo en 1848, (veure el seu dibuix). En 1866, William Huggins va reconèixer la seva naturalesa de nebulosa gasosa a partir l'observació del seu espectre, on va descobrir dues línies espectrals.


M97 és una de les més complexes nebuloses planetàries. La seva aparença ha estat interpretada com una coberta cilíndrica tòrica, (o com un globus sense els seus extrems) vista obliquament, de manera que els extrems del cilindre es corresponen a les zones pobres en matèria d'ejecció, que serien els ulls del mussol. Aquesta coberta està embolicada per una lleu nebulosa, de lleugera ionització. La massa de M97 ha estat estimada en 0.15 masses solars, mentre que l'estrella central, de magnitud 16, en tindria 0.7. La seva edat dinàmica és d'aproximadament 6.000 anys (Segons Stephen J. Hynes, Planetary Nebulae).

Com succeeix en les nebuloses planetàries, el Mussol és netament més brillant visualment (Machholz: mag.9,7, Hynes: mag.9,9), que en foto (al voltant de mag 12), ja que la major part de la llum és emesa en la línia espectral verda, (vegeu la nostra pàgina de Nebuloses Planetàries). La seva distància és incerta: el Sky Catalogue 2000 indica 1.300 anys llum (400 pársecs), IS Shklovsky 1.430, mentre que O'Dell i Kohoutek per separat en donaven 1.600 a principi dels anys 60, Cudworth (1974) 2.600 (el nostre valor), Becvar al seu catàleg de l'Atlas Coeli indica 7.460, Voroncov-Veljaminov publiquen 8.150. Finalment Kenneth Glyn Jones dóna 10.000, i per Kauffman té 12.000 anys llum. Alguns d'aquests valors ja són citats per Burnham.

Clic per engrandir. Combinació de 3 imatges CCD de 600 segons d'exposició en
cada un dels filtres d'emissió Hα, NII, OIII fetes amb el telescopi T150 el 19/02/2004.
Crèdit: Observatori de Sierra Nevada, IAA-CSIC
 
Un altre halo exterior es va detectar, comparativament tard, el 1991 per Karen B. Kwitter (Manchado et.al. 1992, Kwitter et.al. 1993).

La imatge DSSM de M97 permet veure en el fons d'aquesta nebulosa, diversos petits objectes nebulosos, molt probablement galàxies llunyanes. L'estrella més brillant situada a sobre i cap a l'esquerra de la nebulosa se sobreposa a l'objecte més lluminós. Aquest objecte més brillant del fons pot trobar-se en imatges amb exposicions més llargues de la Nebulosa del Mussol, també en algunes imatges d'aficionats de la nostra col·lecció.




13/08/2020

Com un jove Tità es va escapar de ser destruït per Saturn

Clic per engrandir. Recreació artística de satèl·lits formant-se al voltant d'un planeta
gasós gegant. Crèdit: Nagoya University

Fins al moment, totes les simulacions numèriques han provocat la formació de diverses llunes de Saturn de la mida de Tità, totes elles o bé han estat devorades ràpidament pel gegant o han sobreviscut, deixant almenys dos grans satèl·lits. Per primera vegada, un escenari permet a Tità aparèixer en simulacions escapant-se tot sol de la seva destrucció.

Construir la cosmogonia del sistema solar no només requereix que es comptabilitzi la formació dels planetes, sinó també les seves llunes i els anells que poden tenir. L’origen de la lluna de la Terra, igual que les de Saturn i els seus anells, ho hem de qüestionar. Ens agradaria entendre, en particular, com aquest gegant gasós va adquirir el satèl·lit Tità.

Recordem que aquesta és la lluna més gran de Saturn i la segona lluna més gran del nostre sistema solar després de Ganimedes, la lluna de Júpiter, que només és un 2% més gran. Amb un radi d’uns 2.575 quilòmetres, Tità no és només aproximadament un 50% més gran que la nostra Lluna, sinó també més gran que el planeta Mercuri.

Clic per engrandir. Imatge artística d'una lluna formant-se al voltant d'un planeta
gegant, com Júpiter o Saturn, que sempre es formen al voltant d'un astre en el seu
disc protoplanetari. © Universitat de Nagoya

Per explicar el seu naixement, els planetòlegs solen implicar una mena de formació in situ de Tità en un disc d’acreció que contenia pols i sobretot gas al voltant d'un Saturn jove, d’una manera similar a la gènesi dels planetes del disc protosolar al voltant d'un Sol jove. Aquesta sub-nebulosa saturniana, com l'anomenen els investigadors, fins i tot es creu que és l'origen d'altres llunes de Saturn com Encèlad i Jàpet. Com a curiositat, si Tità va ser descobert per Christian Huygens, Tetis, Dione, Rea i Jàpet van ser descoberts per Jean-Dominique Cassini que els va anomenar "Sidera Lodoicea" (les estrelles de Lluís) en honor al rei Lluís XIV.

Però aquest escenari tenia un problema. Les simulacions numèriques en ordinadors realitzades fins al present per reproduir la formació de Tità, o no van produir un cos celeste tan gran, ja sigui produint-ne diversos que sobrevivien en clara contradicció amb les observacions. De fet, per ser més precisos, les llunes grans es van formar amb una mida comparable a Tità, però totes van acabar sent engolides ràpidament pel gegant gasós.

La física del disc d'acreció modelada millor.

Ara dos astrofísics japonesos, Yuri Fujii, professor a la Universitat de Nagoya, i Masahiro Ogihara, professor de l'Observatori Astronòmic Nacional del Japó (NAOJ), anuncien haver trobat una solució a aquest enigma en un article publicat a Astronomy and Astrophysics Letters i també disponible a arXiv.

Clic per engrandir. Resultats de la simulació que mostren els radis orbitals en funció del
temps de 7 hipotètiques llunes de massa comparables a les de Tità. A mesura que avança
la simulació, gairebé tots aquests satèl·lits cauen al planeta, no obstant això, el satèl·lit més
exterior sobreviu fins que el gas del disc es dissipa. Aquest satèl·lit resideix temporalment
a la "zona segura". © Fujii i Ogihara, A&A, 2020. Traducció de la infografia: sci-bit 

El disc d’acreció de la sub-nebulosa es comporta com un gas, amb temperatura i pressió, però també amb radiació i fonts d’opacitat d’aquesta radiació, que influeix en la distribució de la temperatura del disc. Els astrofísics han tingut en compte les fonts d’opacitat per a la transferència radiactiva en forma de pols gelat i silicats. Al final, les simulacions van ser capaços de tenir en compte els efectes del gas en la formació de llunes en els càlculs, i que òbviament també tenien en compte les forces gravitacionals d’atracció presents entre tots els cossos.

Els investigadors van descobrir llavors que hi havia una mena de zona segura, una regió en forma d’anell al voltant de Saturn, en la qual es podria formar un planeta de la mida de Tità, migrant cap a l’exterior per l’efecte de la pressió d’un gas més calent que en simulacions anteriors, però mantenint-se en aquesta zona mentre que els altres, més a prop de Saturn, van acabar sent engolits.

Per primera vegada, una simulació digital va conduir automàticament a l'existència d'una sola lluna gegant com Tità a l'entorn de Saturn. Però els astrofísics són prudents. Encara no és possible concloure que així es va formar el satèl·lit.

Per esbrinar-lo, probablement caldria observar un gran nombre d’exollunes al voltant dels exosaturns i descobrir que gairebé cada cop només hi ha un "exotità" per a cada "exosaturn". No hem arribat encara al futur proper.


Clic a la imatge per engrandir. Un escenari per a la formació d’una sola lluna gran. (1) A mesura que es forma un planeta, un disc amb gas i pols gira al voltant del planeta. Els materials sòlids es condensen en aquest disc. (2) Els components sòlids assoleixen la mida de satèl·lit al disc circumplanetari. A partir d'aquest pas es van iniciar les simulacions per a aquesta investigació. (3) Les òrbites d'aquests satèl·lits dins del disc canvien progressivament a causa de la influència del gas. Molts satèl·lits s’acosten al planeta en òrbita i acaben caient al planeta. Tot i això, un satèl·lit amb una òrbita situada en una "zona segura" no cau al planeta, sinó que manté la seva distància respecte al planeta. (4) A mesura que el gas del disc es dissipa,el satèl·lit que sobrevisqui a la "zona segura" romandrà en una òrbita estable fins al final. © Naoj 


Ho he vist aquí.

12/08/2020

Catàleg Charles Messier. Objecte M96

Clic per engrandir. Crèdit: Hubble. NASA/ESA

Descoberta per Pierre Méchain en 1781.

M96 és el membre més brillant del grup de galàxies Leo I, pel que aquest  és també anomenat grup M96, i inclou també a M95 i a M105, així com a un nombrós grup de galàxies més tènues.

Pierre Méchain va descobrir M96, juntament amb M95, el 20 de març de 1781. Charles Messier la va incloure al seu catàleg el 24 de març de 1781. Estava entre les primeres espirals que havien estat descobertes, i va ser llistada per Lord Rosse com una de les 14 "nebuloses espirals" descobertes abans de 1850.

S'ha calculat la seva distància al voltant de 41 milions d'anys llum (després d'aplicar correccions per a l'escala de distàncies que estan implicades pels resultats del satèl·lit Hipparcos de l'ESA) per Nial R. Tanvir observant variables cefeides amb el Telescopi Espacial Hubble. Interpolada amb el resultat de l'HST de 35,5 milions d'anys llum per a la seva veïna M95, adoptem aquí el valor de 38 milions d'anys llum per a tot el grup.

A aquesta distància, el diàmetre aparent de la seva regió central més brillant, 6 minuts d'arc, correspon a una dimensió lineal de 66.000 anys llum. No obstant això, com es pot veure al Digital Sky Survey image o l'Atles Hubble de Galàxies, aquesta galàxia te extensions febles, un anell exterior de filaments (fragments d'un braç espiral), que estan connectats a la brillant part visible prop de l'extrem nord-oest de l'eix major. L'anell té un diàmetre de al menys prop de 9 minuts d'arc en la imatge DSS, corresponent al voltant de 100.000 anys llum.

La magnitud aparent de 9,2 mag correspon a una magnitud absoluta de 21,1.

D'acord amb l'Atles en Color de Galàxies de J.D. Wray, el brillant disc interior es compon d'una població estel·lar d'un color groc suau, que acaba lleugerament sobre d'un anell de nusos blaus. Aquests nusos són amb probabilitat cúmuls d'estrelles joves i calentes. Com es veu en la nostra imatge, aquesta galàxia conté una quantitat significativa de pols, que aparentment està més concentrat a la banda esquerra de la imatge. És comú que la pols aparegui amb més contrast al costat proper de la galàxia que en el llunyà, per tant aquesta asimetria indica que el costat proper de M96 està a l'esquerra en la imatge que encapçala l'article. 

Clic per engrandir. Les línies de pols semblen arremolinar-se al voltant del nucli de Messier
96 en aquest acolorit i detallat retrat de la bella illa a l'univers. Per descomptat que M96
és una galàxia espiral, i comptant els tènues braços que s'estenen més enllà de la regió
central més brillant, abasta 100 mil anys llum més o menys, al voltant de la mida de la
nostra pròpia Via Làctia. Se sap que M96 està a 38 milions d'anys llum de distància,
un membre dominant del grup de galàxies Leo I. Galàxies de fons i membres més petits
del grup Leo I poden ser trobades examinant la imatge, però el consumat astrofotògraf
Adam Block està més intrigat per la galàxia espiral que aparentment es troba darrere
del braç espiral extern a prop de la posició de les 10 en punt. L'espiral de la vora sembla
ser aproximadament 1/5 de la mida de M96. Si l'espiral és similar en grandària real a M96,
llavors es troba unes 5 vegades més lluny. Aquesta imatge va ser considerada com la foto
del dia per la NASA el 15 de juny del 2007. Crèdit: Adam Block (Caelum Observatory),
Acknowledgement: R. Jay GaBany.

G. de Vaucouleurs ha determinat que M96 està inclinada 35 graus de la nostra línia de visió, i que rota arrossegant els seus braços espirals.

El 9 de maig de 1998, Mirko Villi va descobrir una supernova billant, SN 1998bu, de magnitud 13, que va incrementar ràpidament la seva brillantor fins 11,8 mag.




05/08/2020

El VLT fotografia una magnífica nebulosa en forma de papallona

La nebulosa NGC 2899 és coneguda per la seva forma simètrica amb forma d’una papallona lluminosa que sembla surar en l’espai. El  Very Large Telescope (VLT) de l’ESO (Observatori Austral Europeu) acaba de donar a conèixer la imatge més brillant i detallada d’aquesta geganta bombolla de gas. Situada entre 3.000 i 6.500  anys llum de la Terra a la constel·lació de la Vela, va ser descoberta per l’astrònom britànic John Herschel el 1835.

Clic per engrandir. Aquesta imatge de la nebulosa NGC 2899 va ser capturada per
l'instrument FORS (sigles en anglès de Reductor Focal i espectrògraf de baixa
dispersió), instal·lat en un dels quatre telescopis del VLT a Xile. © ESO 

Malgrat el seu nom, les nebuloses planetàries no tenen res a veure amb els planetes. Estan formades per antigues estrelles massives que es van ensorrar sobre elles mateixes expulsant gasos de la seva capa exterior. Aquest núvol de gas està ionitzat per la radiació ultraviolada emesa per l'estrella, donant lloc a un halo en forma de disc similar a un planeta. En el cas del NGC 2899, la nebulosa té dues estrelles centrals, cosa que li dóna aquest aspecte simètric. La primera estrella ha arribat al seu final de vida i ha expulsat les seves capes exteriors, l’altra estrella interfereix amb el flux de gas abrasador a on les temperatures poden arribar als 10.000 graus. Els gasos d’hidrogen formen un halo vermellós al voltant dels gasos d’oxigen, de color blau. Només del 10% al 20% de les nebuloses planetàries presenten aquesta estructura bipolar, segons ESO. 

Els astrònoms que utilitzen el Very Large Telescope de l'ESO han capturat una
"papallona espacial", una nebulosa planetària coneguda com NGC 2899. Aquest
vídeo ofereix impressionants vistes d'aquest objecte i de la ciència que hi ha
al seu darrera. Crèdit: ESO. Pots triar l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo.


Vist aquí i aquí

01/08/2020

Catàleg Charles Messier. Objecte M95

Clic per engrandir. Aquesta imatge del Hubble de M95 va ser considerada la
imatge del dia per la NASA el 29 de maig del 2019. Crèdit de la imatge: NASA,
ESA, Hubble, ESO, Amateur Data; Processing & Copyright: Robert
Gendler & Roberto Colombari

 Descoberta per Pierre Méchain el 1781.

Pierre Méchain la va descobrir, juntament amb M96, el 20 de març de 1781. En conseqüència, Charles Messier la va incloure en el seu catàleg el 24 de març de 1781.

M95 és una espiral barrada de tipus SBb, o SB(r)ab segons la classificació de de Vaucouleurs, amb els braços gairebé circulars. Alan Sandage, en l'Atles Hubble de Galàxies, la descriu com una "galàxia anellada típica". La seva aparença general és bastant similar a M91 llevat que M95 té una estructura espiral més pronunciada.

M95 és un membre del grup Leo I o M96, el qual també conté a M96, a M105 i a diverses galàxies més tènues. La galàxia espiral barrada M95 va ser una de les galàxies triades en el projecte clau del Telescopi Espacial Hubble (HST) per a la determinació de la constant Hubble: El HST es va emprar per buscar variables Cefeides i després determinar la distància a aquestes galàxies. Es va obtenir i publicar un resultat preliminar el 1996-97 per l'equip H0-Projecte-Clau (escrit VII, 1997) del HST. El seu resultat, corregit segons l'ajust relativament recent del punt zero de brillantor de Cefeides realitzat pel satèl·lit astromètric de l'ESA Hipparcos, dona una distància de 35,5 +/- 3,1 milions d'anys llum. Això coincideix força bé amb el valor de prop de 41 milions d'anys llum (després de la correcció per als resultats de Hipparcos) que va ser prèviament obtinguda per Nial R. Tanvir per a la seva veïna M96, i que implica una distància a totes les galàxies en el grup Leo I de prop de 38 milions d'anys llum.