Aquest corrent d'estrelles incrustades en núvols còsmics forma part de Caldwell 32, també catalogada com NGC 4631 i comunament anomenada la galàxia de la Balena. La nostra vista de vora d'aquesta galàxia emmascara els braços espirals que s'estenen cap a l'espai, cada un d'ells ple d'estrelles rutilants. El "ventre" de la balena (a la banda esquerra de la imatge) és el centre galàctic, que està il·luminat per estrelles que cobren vida juntament amb el gas que s'ha escalfat per les explosions de supernoves. Aquesta llum brillant dibuixa la silueta de bandes de material dens i més fosc que es troben entre nosaltres i el brillant nucli de la galàxia Balena.
A la "cua" de la galàxia de la Balena (a la part dreta de la imatge) hi ha menys pols, però encara hi ha zones de formació estel·lar de color blau brillant, impulsades per les interaccions amb les galàxies veïnes. Quan el gas i la pols de diferents galàxies es troben en l'espai, es creen zones més denses que la gravetat compacta en noves estrelles. Aquesta imatge del Hubble, presa amb la Advanced Camera for Surveys (Càmera avançada de sondejos), mostra una àrea d'uns 140.000 anys-llum de diàmetre. Les observacions del Hubble ofereixen l'oportunitat d'explorar aquesta galàxia en llum visible i infraroig proper, el que combinat amb les observacions de raigs X d'altres telescopis, permet als científics desenvolupar una imatge més completa dels processos galàctics en curs.
De mida semblant a la Via Làctia, la galàxia de la Balena es troba a uns 25 milions d'anys llum en la constel·lació dels Llebrers. És un dels molts objectes Caldwell descoberts per l'astrònom William Herschel. Té una magnitud de 9,2, de manera que és necessari utilitzar prismàtics grans o un telescopi per veure-ho. Al ser una de les galàxies Caldwell més brillants, és una de les favorites dels observadors. El cel de finals de la primavera a l'hemisferi nord (o tardor en l'hemisferi sud) proporcionaran una visió òptima de la galàxia de la Balena.
Per a més informació sobre les observacions de Caldwell 32 realitzades pel Hubble, feu un clic aquí.
Una nova recerca, dirigida per investigadors de l'Universitat de Cambridge (Regne Unit) suggereix que alguns dels resultats inexplicables dels experiments podrien estar causats per la energia fosca, i no per la matèria fosca, que és pel que havia estat dissenyat l'experiment.
Us facilitem l'abstrac del seu treball publicat a Physical Review D.
Explorem les perspectives de detecció directa de l'energia fosca mitjançant experiments de detecció directa de la matèria fosca terrestre actual i propera. Si l'energia fosca és impulsada per un nou grau de llibertat de llum acoblada a la matèria i als fotons, llavors es prediu que es produiran quanta d'energia fosca en el Sol.
Aquests quanta flueixen lliurement cap a la Terra on poden interactuar amb partícules del model estàndard en les càmeres de detecció d'experiments de detecció directa, el que presenta la possibilitat que aquests experiments es puguin utilitzar per provar l'energia fosca. Els mecanismes de detecció, que suprimeixen les cinquenes forces associades amb les noves partícules de llum, i són una característica necessària de molts models d'energia fosca, impedeixen que els processos de producció ocorrin en el nucli del Sol, i de manera similar, en els nuclis de les gegants vermelles, branca horitzontal i estrelles nanes blanques. En canvi, l'acoblament de l'energia fosca als fotons condueix a la producció en el fort camp magnètic de la tacoclina solar a través d'un mecanisme anàleg al procés de Primakoff.
Això llavors permet senyals detectables a la Terra mentre evadeix les fortes restriccions que típicament resultarien de sondes estel·lars de noves partícules de llum. Com a exemple, examinem si l'excés d'entrada d'electrons recentment reportat per la col·laboració XENON1T pot ser explicat per l'energia fosca tamisada per camaleó, i trobem que tal model és preferit sobre la hipòtesi de fons en el nivell 2.0σ, en un ampli rang d'espai de paràmetres no exclòs per sondes estel·lars (o altres). Això planteja la temptadora possibilitat que XENON1T hagi aconseguit la primera detecció directa d'energia fosca. Finalment, estudiem les perspectives per confirmar aquest escenari usant futurs detectors com XENONnT, PandaX-4T i LUX-ZEPLIN.
El que es coneix directament està acabat. La idea de l’infinit sorgeix tanmateix tan aviat com pensem. Però es pot trobar l’infinit a la natura i a la física que vol representar-la? Està present a l’Univers?
Clic per engrandir. Crèdit: mentalfloss.com. Istock.
Com deia Galileu, la física s’escriu en el llenguatge de les matemàtiques. Per tant, els infinits que s’introdueixen en matemàtiques també han d’intervenir en física. La qüestió es refereix a qualsevol magnitud extensa: l’espai i el temps d’una banda, les col·leccions de nombres i finalment, la matèria.
“Totes les coses estaven juntes, infinites tant en multitud com en petitesa; ja que la petitesa també era infinita". Anaxàgores.
Clic per engrandir. Materia: El continu, l’extens i l’infinit. Retrat de Galileu. Crèdit: Daniele Pugliesi, Wikimedia Commons, DP.
L’infinitament petit i l’infinitament gran
Per la simple operació d'inversió, les matemàtiques fan coincidir nombres petits amb nombres grans. Si A es fa molt gran, al límit infinit, 1/A es fa molt petit, al límit zero. Això estableix una correspondència entre zero i infinit. Així, segons la física d'Aristòtil, l'infinitament petit és simètric amb l'infinitament gran: és un infinit per divisió, és a dir, un inesgotable que es manifesta quan tallem les magnituds.
Clic per engrandir. Una bíblia del segle XIII. L’extensió del món pertany a l’infinitament gran? L’organització de la matèria es relaciona amb allò infinitament petit? La il·lustració suggereix que Déu coneix les respostes a aquestes preguntes bàsiques. Poc a poc, la física es dirigeix cap a elles. Crèdit: Biblioteca Nacional d'Austria. Viena.
Mesurar l'extensió de la matèria
El problema de l’infinitament petit deriva del fet que una quantitat finita (la longitud d’un segment, una durada, una quantitat de matèria) es pot dividir, almenys pel pensament, en una infinitat de subelements. Per identificar els canvis o moviments d’un sistema, és aconsellable realitzar l’anàlisi més detallada possible, considerar els intervals espacials o temporals i les quantitats més petites de matèria, al límit infinitament petit.
Per tant, la cinemàtica i la dinàmica porten a considerar quantitats infinitament petites de temps o espai. De la mateixa manera, pel que fa a la matèria i les quantitats que en mesuren l’extensió (com ara la massa, el volum, etc.), l’infinitament petit és essencial.
L’experiència del continu
En tots aquests casos (espai, temps, massa), la divisibilitat infinita està relacionada amb el caràcter continu de les coses. L’experiència del continu arrela en les profunditats de la nostra manera d’apoderar el món: el continu constitueix l’índex intuïtiu de la solidesa de les coses, de la consistència i de la permanència del món que ens envolta.
El bloc de pedra es troba, sencer i ferm, idèntic a ell mateix. La superfície immòbil d’un mar tranquil ofereix continuïtat a la mirada. I tot això queda, rebel a qualsevol trencament.
La vida existeix en un altre lloc més que a la Terra? Aquesta és la pregunta. Però si ara els astrònoms saben que hi ha planetes a tot arreu de l’Univers, encara no saben si presenten les condicions necessàries per a l’aparició de la vida. El treball realitzat amb el telescopi ALMA està donant algunes respostes. Treuen a la llum grans quantitats de molècules orgàniques en llocs on es formen planetes.
Clic per engrandir. Els investigadors han decidit escanejar discs protoplanetaris a la recerca de molècules orgàniques. El seu objectiu: comprendre si la vida podria haver sorgit en qualsevol altre lloc de l'Univers. Crèdit: Mopic, Adobe Stock.
Què passaria si les condicions químiques que van conduir a l’aparició de la vida a la Terra finalment no fossin rares? Aquesta és la pregunta que plantegen treballs publicats recentment en el marc del projecte Maps (Molècules amb ALMA a les escales de formació de planetes). Al llarg de 20 articles científics publicats a la revista "The Astrophysical Journal Supplement Series", els investigadors detallen com acaben de descobrir, al cor dels discs protoplanetaris que envolten estrelles joves "importants dipòsits" de molècules orgàniques.
Aquestes molècules diuen els astrònoms, no són simples molècules basades en el carboni com el monòxid de carboni (CO), que es troba en abundància en l'espai. Són més elaborades. Les teories els converteixen en els "ingredients crus" per construir les molècules que són la base de la química biològica a la Terra. Els experiments de laboratori ho han confirmat. Quan les condicions són adequades, permeten la formació de sucres, aminoàcids i fins i tot els components de l'àcid ribonucleic, el famós ARN. Els maons essencials per a la vida.
Molts entorns en què els investigadors ja han estat capaços de trobar aquest tipus de molècula orgànica complexa es poden qualificar de poc interessants. "Aquesta vegada, volíem saber si aquestes molècules estan presents als llocs on neixen els planetes, als discs protoplanetaris", explica John Ilee, astrònom de la Universitat de Leeds (Regne Unit), en un comunicat de premsa.
Clic per engrandir. En aquesta imatge, la fila superior mostra l’emissió de grans de pols (de mida mil·limètrica) en quatre discs protoplanetaris estudiats pels investigadors. La fila inferior mostra una imatge composta en tres colors de l’emissió de les grans molècules orgàniques HC3N (vermell), CH3CN (verd) i cC3H2 (blau) a cada disc. Els cercles de punts, amb un radi de 50 unitats astronòmiques, indiquen l’escala de la regió de formació de cometes al nostre sistema solar. Crèdit: John Ilee, Universitat de Leeds.
Més molècules orgàniques de les esperades
Aquestes observacions es van fer utilitzant el telescopi ALMA, sigles d'Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array (Gran Conjunt Mil·limètric/Submil·limètric d'Atacama) a Xile, capaç de detectar senyals molt febles de molècules situades a regions fredes de l’Univers. Senyals com les empremtes digitals que informen els investigadors sobre la identitat de les molècules que les van emetre.
Però els investigadors van trobar principalment tres molècules més complexes: cianoacetilè (HC3N), acetonitril (CH3CN) i ciclopropenilidè (cC3H2). "La nostra anàlisi demostra que aquestes molècules també es localitzen principalment en aquestes regions internes d'aquests discs, a escales de mida similars al nostre sistema solar, amb abundàncies entre 10 i 100 vegades superiors a les previstes pels models", especifica John Ilee. I és precisament en aquestes regions on es formen els asteroides i els cometes. Aquests objectes que es creu que van sembrar la nostra Terra. Els astrònoms imaginen així que un procés similar al que va iniciar l'aparició de la vida al nostre planeta també es podria produir en aquests discs protoplanetaris.
Clic per engrandir. Sobre aquesta imatge composta construïda a partir de dades d’ALMA de la jove estrella HD 163296, descobrim l’emissió de cianur d’hidrogen (HCN), situada sobre una imatge artística d’un camp estel·lar. Crèdit: ALMA (ESO, NAOJ, NRAO), D. Berry (NRAO), K. Öberg et al (Maps)
Comprendre com s’uneixen els ingredients de la vida
“Si hi ha tanta abundància d’aquestes molècules als discs protoplanetaris, es poden observar molècules encara més complexes. Continuarem la nostra recerca en aquesta direcció amb ALMA. Si obtenim resultats, estarem encara més a prop d’entendre com es poden reunir els ingredients de la vida al voltant d’altres estrelles”, assenyala John Ilee.
El que també van observar els investigadors és una distribució no uniforme d’aquestes molècules entre i fins i tot dins dels discs protoplanetaris. Això suggereix que els planetes que es formen en discs diferents o en llocs diferents del mateix disc, també poden evolucionar en entorns químics radicalment diferents. Per tant, es poden formar alguns planetes amb tot el necessari per fer emergir la vida, mentre que els seus veïns no. No hi ha dubte que ALMA permetrà aclarir una mica més aquestes qüestions fonamentals en el futur.
Potser hagi nascut amb ella, o potser siguin bombolles de pols i erupcions de gas.
Clic a la imatge per engrandir.
Les estrelles que emeten llum blava brillant són massives, rares i calens. S'escalfen quan l'estrella comença a perdre massa en les etapes finals de la vida, i els materials estel·lars comencen a caure cap a dins. Com a resultat, els materials estel·lars s'expulsen explosivament a l'espai interestel·lar circumdant, i el procés continua fins que es perd suficient massa perquè l'estrella arribi a un estat estable.
Clic per engrandir.
Bombolles de pols i una closca de gas en erupció, els actes finals de la vida d'una estrella, es veuen en aquestes dues imatges de del telescopi Hubble de la NASA, de la nebulosa que envolta AG Carinae. Aquestes vistes demostren la doble naturalesa de l'estrella variable blava lluminosa. La primera imatge mostra detalls de les emissions d'hidrogen i nitrogen ionitzats a l'embolcall en expansió de la nebulosa (que es veu aquí en vermell). Utilitzant el filtre blau, la segona imatge capta la distribució de la pols que brilla a la llum reflectida de l'estrella.
L'espectacular nebulosa que envolta AG Carinae té aproximadament 10.000 anys d'antiguitat i es va formar amb el material expulsat per l'estrella durant diferents esclats passats.
Crèdit de les imatges: ESA, NASA, A. Nota, C. Britt
Amagat en algun lloc dins d'un enorme i arremolinat vòrtex de gas calent es troba el forat negre supermassiu del cor de la nostra Via Làctia.
Plena d'estrelles, la densa regió és il·luminada a través de la llum infraroja dels telescopis espacials Hubble i Spitzer. Vistes detallades com aquesta, que queden ocultes a la llum visible darrera de les capes de pols, van inspirar les futures missions en l'espectre infraroig.
El telescopi James Webb de la NASA combina l'alta resolució del Hubble amb la detecció infraroja més profunda del Spitzer. Què revelarà el James Webb sobre la nostra galàxia, la Via Làctia?. Ja ens queda ben poc per esbrinar-ho. No us ho perdeu.
Clic per engrandir. Il·lustració d'una gegant vermella. El Sol s'hi assemblarà d'aquí a 5.000 milions d'anys. Crèdit: NASA
El Sol, sense el qual la vida mai no hauria estat possible a la Terra, no és etern. Així hauria de ser el final de la nostra estrella, que ara té 4.600 milions d’anys.
Per a les estrelles, la seva longevitat està condicionada per la seva massa. Quan més massiva és, més curta és la seva vida i consisteix en uns quants milions d'anys, per acabar finalment en un violent foc de focs artificials còsmics, una supernova.
Per al nostre Sol, serà diferent. La nostra estrella és una nana groga que, per la seva massa (igual que 330.000 vegades la de la Terra), té una esperança de vida total d’uns 10.000 milions d’anys. On som ara? Bones notícies per a la vida a la Terra: actualment només té 4.600 milions d’anys, de manera que encara hauria de brillar cinc mil milions d’anys, segons les estimacions dels astrònoms.
Tot i això, encara caldrà pensar en moure’s perquè la Terra esdevindrà un lloc a on no es podrà viure en menys de mil milions d’anys (malgrat l’actual escalfament global en curs). Per què? Com que la lluminositat del Sol continuarà creixent al voltant d’un 10% cada mil milions d’anys. Així, el nostre suau planeta blau es convertirà gradualment en un forn, potser com l’infern que regna actualment sobre la nostra veïna Venus.
Per tant, la zona habitable del nostre sistema solar canviarà. A més, es pot imaginar que l’homo sapiens haurà migrat cap a Mart i s’haurà tornat més tou. Però si fos així, no duraria molt. A més, potser seria necessari agafar el camí cap a altres estels, si l’espècie humana té els mitjans per fer-ho.
Clic per engrandir. La nebulosa de la Lira, una de les nebuloses planetàries més famoses, fotografiada pel Hubble. L’estrella a l’origen d’aquest embolcall bastant lluminós de gas i pols devia ser una mica més massiva que el Sol. Crèdit: NASA
Què passarà quan el Sol mori?
Amb el temps, les reserves d’hidrogen que el Sol havia acumulat quan va néixer, s’esgotaran. Amb una massa relativament petita, l’estrella s’ha mantingut durant milers de milions d’anys en un equilibri entre la gravetat i la radiació (resultant de la fusió de l’hidrogen). Però arribarà un dia en què s'esgotarà el combustible.
Al cor de l'estrella regnarà un nucli d'heli (creat per la fusió d'hidrogen) que col·lapsarà sobre si mateix. La temperatura que augmenta mentre es comprimeix, allibera energia que farà retrocedir les capes externes del Sol. Durant només uns cinc milions d'anys, l'estrella creixerà considerablement fins a convertir-se en el que els astrofísics anomenen una gegant vermella. Vermella, perquè la seva temperatura superficial baixarà (fins a 3.000 K). Segons un estudi publicat el 2008, el seu radi pujará d’uns 700.000 quilòmetres actuals a més de 170 milions de quilòmetres. En altres paraules, Mercuri, Venus i també la Terra seran capturats a l'interior,finalment seran polvoritzats (tret que l’òrbita del nostre planeta hagi retrocedit, dependrà de la massa perduda per la gegant vermella). Comprimit, el nucli d’heli s’escalfa i aconsegueix arribar a la temperatura de 100 milions de graus. En aquestes condicions, l’heli pot començar a forjar carboni. Aquest serà el "flaix d' heli". Però aquest no durarà molt. I no anirà més enllà perquè la massa restant del Sol no serà suficient per arribar als 600 milions de graus al centre, la temperatura necessària per encendre el nucli de carboni. Al seu voltant, l’hidrogen i l’heli cremaran durant uns quants milers d’anys, provocant que la nostra estrella es peli i ampliï encara més la seva capa exterior.
Finalment, per la manca de radiació per compensar-la, la gravetat prevaldrà. La resta del nucli de la nostra estrella es contraurà i es convertirà en una nana blanca, un cos de la mida de la Terra, extremadament dens i calent (al voltant dels 30.000 °C). Durant aquest temps, les capes externes, massa separades, es diluiran a l’espai. Durant uns 10.000 anys, l’embolcall brillarà des de dins, brillant a la llum del focus central encara càlid. Això donarà una nebulosa planetària (el nom, enganyós, prové de les seves formes rodones observades per William Herschel). Es farà visible des d'altres sistemes planetaris, com els que es poden veure als nostres telescopis. Entre els més famosos, citem M57, l'anell de la Lira o M27. Podran els nostres descendents a l’exili observar la resta del Sol al voltant del qual havia florit la vida? Un estudi publicat el maig del 2018 va trobar, mitjançant models d’evolució estel·lar, que serà correcte. En virtut de la seva massa, el Sol estaria de fet just al límit de la lluminositat. Per tant, la nebulosa planetària seria visible però molt feble.
I després? Serà realment aquest el final? No. El cor ardent trigarà milers de milions d’anys a refredar-se i convertir-se en una nana negra. Mentrestant, el Sol encara té un futur brillant pel davant.
Clic per engrandir. Després de completar amb èxit les proves finals, el telescopi espacial James Webb de la NASA està preparat aquí per al seu enviament al lloc de llançament. Crèdit: NASA / Chris Gunn.
La NASA té previst posar en òrbita el telescopi espacial James Webb el 18 de desembre de 2021, perquè sigui el principal observatori de l'espai profund durant la pròxima dècada.
L'agència va fixar la nova data de llançament en coordinació amb Arianespace després que el Webb completés recentment i amb èxit el seu rigorós règim de proves, un important punt d'inflexió per a la missió. La nova data també es produeix després que Arianespace llancés amb èxit un coet Ariane 5 a finals de juliol i programés un llançament que precedirà al Webb. El llançament de juliol va ser el primer d'un Ariane 5 des d'agost de 2020.
El telescopi Webb, un programa internacional dirigit per la NASA amb els seus socis l'ESA (Agència Espacial Europea) i l'Agència Espacial Canadenca, es llançarà en un Ariane 5 des del port espacial europeu de la Guaiana Francesa, a la costa nord-est de Sud-amèrica. L'ESA proporciona el Ariane 5.
El complicadíssim telescopi espacial es troba actualment en la seva configuració final d'estiba a les instal·lacions de Northrop Grumman a Redondo Beach, Califòrnia.
"Webb és una missió exemplar que significa el epítom de la perseverança", va dir Gregory L. Robinson, director del programa Webb a la seu de la NASA a Washington. "Em sento inspirat pel nostre dedicat equip i les nostres associacions globals que han fet possible aquest increïble esforç. Junts, hem superat els obstacles tècnics en el camí, així com els desafiaments durant la pandèmia de coronavirus. També estic agraït pel ferm suport del Congrés. Ara que tenim un observatori i un coet a punt per al llançament, estic desitjant que arribi el gran dia i la increïble ciència que s'acosta".
L'equip del Webb s'està preparant per a les operacions d'embarcament, durant les quals l'observatori es sotmetrà als procediments finals de tancament i embalatge per al seu viatge fins al lloc de llançament. Els principals elements del coet Ariane 5 que portarà a Webb a l'espai han arribat sense problemes a Kourou (Guaiana Francesa) des d'Europa.
La revolucionària tecnologia del telescopi James Webb explorarà totes les fases de la història còsmica, des de l'interior del nostre sistema solar fins a les galàxies observables més llunyanes de l'univers primitiu, i tot el que hi ha al mig. El Webb revelarà nous i inesperats descobriments i ajudarà a la humanitat a comprendre els orígens de l'univers i el nostre lloc en ell.
Per a més informació sobre la missió James Webb, feu un clic aquí.
Per obtenir informació sobre la construcció i l'enginyeria del telescopi espacial James Webb, feu un altre clic aquí.
Clic per engrandir. Fulgurita. Crèdit: Science Mail
En aquest nou capítol del gabinet de curiositats, continuarem explorant el món mineral per descobrir una quimera diferent a qualsevol altra: la fulgurita.
L’enorme diversitat de colors, formes, textures i lluentor dels minerals ofereix als curiosos un dipòsit infinit de sorpreses i meravelles. Però, entre totes les roques que adornen la superfície i les profunditats del nostre estimat planeta, un tipus en particular ha obtingut el meu (per l'autor de l'article) respecte i la meva fascinació. La majoria de les vegades tindrà un aspecte molt petit: un tub rocós, rugós i porós senzill que no sembla fantàstic, un agregat de sorra que sembla corall. Però la fulgurita porta dintre seu la marca d’una de les forces més formidables de la natura: el llamp.
Clic per engrandir. Exemple d'exposició de fulgurita. Crèdit: Heritage Auctions
El pastor i la fulminació
Si volem creure els historiadors, la primera descripció d’aquesta fulminada pedra es remunta a principis del segle XVIII, amb el pastor David Hermann. Entre 1706 i 1707, mentre explorava les dunes que envoltaven el poble de Massel, a Polònia, descobreix una estranya estructura de sis metres de llargada, enterrada a la sorra. D'aparença buida i rugosa, la formació s'assembla a una gegantina branca calcificada. En aquell moment, el pobre home no comprèn la naturalesa del que va desenterrar i va anomenar la seva troballa Osteocolla Massliensis, probablement pensant que es tracta d’una escorça de carbonat càlcic que ha embolicat les arrels d’un arbre. Veurem més endavant que la seva intuïció no va ser tan dolenta, sinó que es va perdre el més important.
Clic per engrandir. Fulgurita descoberta pels guardes forestals del TPWD al parc estatal de Monahans Sandhills. Crèdit: Texas Parks and Wildlife Department
No va ser fins al 1790 que es va establir el primer vincle amb els llamps, com a mínim, durant un accident espectacular. En una carta adreçada a la Royal Society, a la qual va adjuntar diversos exemplars de roques, el botànic, geòleg, químic i doctor William Withering relata detalladament aquest esgarrifós episodi:
"Permeteu-me demanar l'atenció de la Royal Society per alguns fets relatius a un núvol de tempesta, el llamp del qual fusiona una gran quantitat de material de quars. Aquest núvol es va formar al sud, la tarda del 3 de setembre de 1789 i es va dirigir cap al nord. Al seu pas, va calar foc a un camp de blat de moro; però la pluja va apagar ràpidament el foc. Poc després, un llamp va colpejar un roure a Aylesford Earl Park a Packington.
Aquest arbre mesurava prop de 12 metres, inclòs el seu tronc que per si mateix, arribava als 4 metres. No va tocar la branca més alta, sinó la que es projectava més al sud. Un home, que s’havia refugiat contra el costat nord de l’arbre, va morir a l’instant, la seva roba es va incendiar i també es va cremar la molsa (liquen) de l’arbre, a on descansava la part posterior del cap. Dos homes que van presenciar l’incident es van precipitar immediatament cap a ell quan el van veure caure; i la pluja caiguda espessa, havia format un petit llac no gaire lluny del lloc, tant que aviat el foc es va apagar; però els efectes del foc a la meitat del cos i a la roba van indicar que la combustió havia estat instantània, no progressiva.
Una part de la matèria elèctrica viatjava a través del bastó que l’home tenia a la mà, l’extrem descansant del seu cos; i a on el pal tocava el terra, va fer una perforació amb un diàmetre d’uns 6 centímetres i mig i gairebé 13 centímetres de profunditat. Poc després vaig examinar aquest forat i només vaig trobar les arrels de les herbes cremades. Tot l’observació probablement hauria acabat aquí si Lord Aylesford no hagués decidit erigir-hi un monument, no tant per commemorar l’esdeveniment com per inscriure-hi un advertiment per als incauts del perill de refugiar-se sota un arbre durant una tempesta. Mentre s’excavaven les bases d’aquest monument, la terra es va remoure al lloc esmentat anteriorment i el sòl va aparèixer ennegrit fins a una profunditat d’uns 25 centímetres. A aquesta distància hi havia una arrel de l'arbre, completament ennegrida; però aquesta foscor només era superficial i no s’estenia molt lluny. Uns 5 centímetres més endavant, va començar a aparèixer material de quars fos, que abastava 45 centímetres".
Fulgurita: nascuda del llamp
Aquest material de quars del qual parla William Withering és fulgurita; una barreja de terra, sorra, roca, sediment i restes orgàniques fusionades i de vegades vitrificades juntes sota l’acció d’un llamp. Aquestes formacions són més freqüents en sòls sorrencs, però també es poden trobar en altres tipus de sòls –sovint rics en òxids de ferro– i fins i tot s’originen al voltant de les arrels dels arbres. Si els termes "pedra del llamp" i "ceràunia" (de l'antic grec keraunós) s'han utilitzat en el passat, avui el terme fulgurita preval entre els mineralogistes, geòlegs i col·leccionistes.
Clic per engrandir. La fulgurita sol ser buida. L’interior llis marca el pas dels llamps, que vitrifiquen els minerals. Crèdit: Universitat de Nevada, Reno.
Les primeres explicacions d’aquest fenomen es poden trobar als escrits de Fiedler i Hentzen, i després de dos-cents anys d’avenç científic, això és el que ens expliquen els llibres de text. Quan els llamps entren en contacte amb el terra, de vegades penetren a través del substrat de diversos metres de profunditat, descarrega una energia de més de mil milions de joules. La temperatura dels materials afectats augmenta instantàniament en diversos milers, o fins i tot desenes, de milers de graus, cosa que fa que els elements silícics es fonguin i de vegades es vaporitzin.
Aquestes concrecions solen ser buides, el seu exterior rugós i l'interior llis i brillant o amb belles bombolles. Enormes o diminutes, allargades, dendrítiques o monolítiques, la mida i la forma d’aquestes estructures, però també la seva composició varien en funció de la potència del llamp i del tipus de terra que toqui. Un dels més llargs descoberts al nostre temps fa 4,9 metres, però Charles Darwin afirma que els tubs similars trobats al comtat de Cumberland feien fins a 9,1 metres de llargada.
Les persones afectades per un llamp poden presentar figures de Lichtenberg a la superfície de la seva pell, que marquen el camí seguit per l’electricitat a través del seu cos. Crèdit: Mahajan et al.
Curiosament, sovint trobem en els seus patrons les branques de les figures de Lichtenberg, aquells dibuixos que un llamp traça sobre els materials que impacta, ja siguin un bloc d’acrílic, un tros de fusta recobert de solució salina o la pell d’un home desafortunat, que hauria estat al lloc equivocat en el moment equivocat. La fulgurita inscriu a l'eternitat el pas d'aquesta formidable i efímera criatura que és un llamp. I, per tant, no és d’estranyar que aquest objecte hagi trobat durant molt de temps un lloc privilegiat als armaris de curiositats.
Clic a la imatge per engrandir. Ens retrobem properament per incorporar un nou capítol al Gabinet de curiositats. Crèdit imatge: nosorogua, Adobe Stock, Futura
Clic per engrandir. Imatge de C30. Crèdit: ESA/Hubble i NASA/D. Milisavljevic (Purdue University)
La majestuosa galàxia espiral Caldwell 30, també catalogada com NGC 7331, és sovint considerada com un anàleg de la nostra pròpia Via Làctia, ja que la seva mida, forma i massa són similars als de la nostra galàxia. El disc estel·lar de Caldwell 30 està inclinat cap a la nostra línia de visió, de manera que les llargues exposicions telescòpiques solen donar lloc a imatges que evoquen una forta sensació de profunditat. En aquest primer pla del Hubble, pres en llum visible i ultraviolada amb la Càmera de Gran Angular 3, els magnífics braços espirals de la galàxia presenten foscos carrils de pols, brillants cúmuls blavosos d'estrelles joves massives i el revelador brillantor vermellós de les regions de formació estel·lar activa. Les regions centrals, brillants i groguenques, alberguen poblacions d'estrelles més velles i fredes. Igual que a la Via Làctia, un forat negre supermassiu es troba en el nucli d'aquesta galàxia gairebé bessona.
El Hubble va prendre aquesta imatge de Caldwell 30 mentre estudiava l'explosió d'una supernova, que és la mort ardent d'una estrella massiva. Aquesta supernova, anomenada SN 2014C, va experimentar una inusual i dramàtica transformació que va implicar un significatiu augment del contingut d'hidrogen. Les observacions del Hubble van permetre conèixer les etapes finals de les estrelles massives.
Clic per engrandir. El cercle blanc ens mostra la localització de la supernova SN2014C observada a Caldwell 30. Crèdit: ESA/Hubble i NASA/D. Milisavljevic (Purdue University)
Caldwell 30 es troba a uns 45 milions d'anys llum, en el límit nord de la constel·lació del Pegàs. La galàxia és a mig grau de distància d'un grup de cinc galàxies conegut com el Quintet de Stephan. Caldwell 30 i el quintet poden semblar estar a prop l'un l'altre al cel, però el quintet està en realitat unes sis vegades més lluny de la Terra.
Caldwell 30 va ser descobert el 1784 pel famós astrònom William Herschel, que també va descobrir el planeta Urà, així com molts altres objectes Caldwell. El cel de finals de tardor proporciona la millor visió des de l'hemisferi nord (o el cel de primavera en l'hemisferi sud). No obstant això, amb una magnitud de 9,5, Caldwell 30 requerirà un telescopi o uns prismàtics grans per veure-ho per si mateix. En cels contaminats per la llum, només és visible el nucli central de la galàxia. En cels foscos, un gran telescopi també revelarà els amplis braços espirals de la galàxia.
Per accedir a més informació sobre les observacions de Caldwell 30 fetes pel Hubble, feu un clic aquí.
Clic per engrandir. Imatge d'un tanc de propulsió. Crèdit: NASA/GSFC/Denny Henry
A la imatge de dalt enginyers de control de la contaminació en una sala neta del Centre de Vol Espacial Goddard avaluen un tanc de propulsor abans d'instal·lar-lo en la nau espacial Europa Clipper. El tanc és un dels dos que s'utilitzaran per contenir el propulsor de la nau espacial. S'inserirà en el cilindre que es veu a l'esquerra al fons, un dels dos cilindres que componen el mòdul de propulsió.
Amb un oceà global intern sota una gruixuda capa de gel, la lluna Europa de Júpiter podria albergar vida. La nau Europa Clipper es desplaçarà al voltant de Júpiter en una trajectòria el·líptica, apropant-se a la lluna en cadascun dels seus vols per recollir dades. Comprendre l'habitabilitat d'Europa ajudarà als científics a entendre millor com es va desenvolupar la vida a la Terra i la possibilitat de trobar vida més enllà del nostre planeta. El llançament de la Europa Clipper està previst per al 2024.
Clic per engrandir. Imatge artística del 2019 de la nau Europa Clipper. Crèdit: NASA/JPL-Caltech
La foto que encapçala el article va ser considerada per la NASA el 27 d'agost del 2021 com la seva Imatge del Dia.
Podeu saber més detalls sobre la missió Europa Clipper fent un clic aquí.
Clic per engrandir. Aquesta il·lustració ens mostra una estrella massiva a punt d'esclatar. L'explosió es desencadenarà després que la seva companya; una estrella morta ( o un forat negre o una estrella de neutrons) es capbussi en el nucli de la estrella. A l'entrar a les capes de l'estrella, l'estrella compacta realitza una òrbita espiral, expulsant també una espiral de matèria de l'atmosfera de la estrella durant alguns segles. Quan colpeja el nucli de la estrella, el material del nucli cau ràpidament sobre el cadàver estel·lar, el que condueix al llançament d'un parell de raigs a gairebé la velocitat de la llum. Crèdit: Chuck Carter
Es té una mica la impressió que el relat de Ciència Ficció d'Isaac Asimov titulat "Super-Neutron", es fa realitat amb la detecció de la font de ràdio VT 1210 + 4956. Seria el producte de l’explosió d’una supernova d’una estrella blava gegant desencadenada pel fet d’haver-se empassat una estrella de neutrons, o fins i tot un forat negre.
La majoria de les estrelles de la Via Làctia són estrelles dobles, algunes són triples o fins i tot quàdruples, com és el cas de la Zeta de la Ossa Major, tradicionalment anomenada Mizar. Els astrofísics moderns en saben la raó. Les estrelles neixen en núvols moleculars polsegosos que es fragmenten per col·lapse gravitacional, la qual cosa significa que un fragment es fragmenta, donant precisament amb més freqüència una estrella doble.
Succeeix que de fet, el sistema binari només està dèbilment vinculat i que, poc després del seu naixement, les dues estrelles es separen. Es creu que aquest podria haver estat el cas del Sol, que per tant tindria un germà bessó en algun lloc de la nostra galàxia, amb una edat i una composició química molt similars.
Sovint, en un sistema binari, una de les estrelles és més massiva que l’altra i evolucionarà més ràpidament fins al punt d’explotar de vegades en supernoves SN II, deixant enrere una estrella de neutrons i de vegades un forat negre. La segona estrella pot tenir la mateixa sort més endavant i se suposa que és per aquest motiu que hi ha sistemes binaris d’estrelles de neutrons i forats negres, sistemes el descobriment dels quals es fa especialment quan acaben entrant en xoc i després emeten copiosament ones gravitatòries que són detectats a la Terra per instruments com Virgo i Ligo.
Tampoc és estrany trobar una estrella en mode gegant vermella la matèria de la qual es trenca per les forces de marea gravitacionals d’un forat negre o una estrella de neutrons que després s’envolta d’un disc d’acreció que indiqui la presència de l’estrella compacta per una forta emissió de raigs X.
Clic per engrandir. Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo. Una presentació del VLA. Crèdit: National Science Foundation
Radioastronomia, des de púlsars fins a objectes Thorne-Żytkow
A mitjans dels anys setanta, el futur premi Nobel de física Kip Thorne –un dels pioners de l’astrofísica relativista d’estrelles compactes– va publicar conjuntament amb la seva companya polonesa Anna Zytkow treballs que mostren el que també podria passar quan una estrella de neutrons o un forat negre en un sistema binari eren engolides per una gegant o supergegant vermella; el mateix fenomen es pot produir amb estrelles simples en col·lisió, però només en cúmuls estel·lars, on la densitat i, per tant, la probabilitat de col·lisió entre estrelles no és menyspreable com en el cas de les estrelles de la nostra Via Làctia.
Una estrella de neutrons podria llavors caure en una espiral cap al cor de la gegant per formar un nou objecte que pot ser prou estable, després parlaríem d’un objecte de Thorne-Żytkow (TŻO o TZO). Pot evolucionar amb el pas del temps donant una estrella de neutrons envoltada d’un disc d’acreció o simplement col·lapsar donant un forat negre. Fins ara, dues estrelles eren candidates al títol d'objecte TZO però sense poder demostrar-ho realment.
Una variant d’aquest escenari, exposada en un article a Science, sembla que va ser identificada per un grup d’investigadors que va utilitzar les dades recopilades per primera vegada per la xarxa de radiotelescopis de Karl G. Jansky Very Large Array (VLA). El 7 de setembre de 2017, el VLA va iniciar una campanya d’observacions a Nou Mèxic, destinada a cartografiar el 80% del cel en tres fases durant set anys, i hauria de catalogar uns 10 milions de fonts de radio. Per tant, és una de les observacions radioastronòmiques més grans de tot el cel durant 40 anys. Per cert, també és gràcies a la radioastronomia que hem demostrat l’existència d’estrelles de neutrons descobrint els primers púlsars a finals dels anys seixanta.
Clic per engrandir. Els residus en moviment ràpid d’una explosió de supernova provocats per una col·lisió estel·lar s’estavellen contra el gas alliberat anteriorment que ha format una mena de toroide, i les ones de xoc resultants allà provoquen una emissió de ràdio lluminosa vista pel VLA. Crèdit: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF.
El mateix any 2017, una font de ràdio VT 1210 + 4956 especialment brillant, que no es trobava en els catàlegs anteriors, es va fer evident ràpidament per als investigadors del cel de l’hemisferi nord observats amb el VLA com a part del treball Very Large Array Sky Survey (VLASS). Intrigats, també ho van mirar a la banda de longitud d’ona d’un telescopi aquesta vegada. Van concloure que es trobava a les afores d’una galàxia nana de formació d’estrelles i que es trobava a uns 480 milions d’anys llum de la Via Làctia. VT 1210 + 4956 s’associa clarament també a una font transitòria recent molt lluminosa en el camp dels raigs X.
Ones de xoc que fan brillar un tor de gas
Combinant aquesta informació, va començar a sorgir una primera imatge, la de l'explosió d'una supernova l'ona de xoc de la qual va acabar unint-se i xocant amb una closca de matèria emesa per l'estrella mare de la supernova. L'anàlisi de les dades indica que l'estrella va expulsar el material de la closca fa uns 300 anys, formant més precisament un tor. Finalment, va ser la primera vegada que vam veure una associació d’una font de ràdio d’aquest tipus amb una emissió transitòria però intensa de raigs X.
Per tant, l’explicació més probable de totes aquestes observacions consisteix en un sistema binari amb estrelles massives, una de les quals ha evolucionat cap a una estrella de neutrons o un forat negre. Fa uns 300 anys, l'estrella compacta va començar a penetrar en les capes superiors de l'estrella acompanyant, una estrella blava que encara estava en la sessió principal i que estava destinada a explotar al seu torn en una supernova.
Encara en òrbita al voltant del centre de massa del sistema dins de la gegant blava i descendint en espiral cap al cor de l'estrella, l'estrella compacta va provocar una expulsió també en una espiral en el seu pla orbital d'una part de l'estrella. La matèria encara calenta es va expandir fora de l'estrella per formar un tor.
Un cop l'astre va compactar en el cor de l'estrella, es va envoltar amb un disc d'acreció i va produir, mentre començava com a resposta l'explosió de la supernova, dos raigs de matèria travessant l'estrella i acompanyats de l'emissió transitòria de raigs X. La supernova s'hauria produït a causa de la desestabilització del cor de la gegant blava a l'arribada de l'estrella compacta, el que hauria pertorbat les reaccions termonuclears que generaven l'explosió de la radiació que s'oposava a la gravetat de l'estrella i desencadenat el clàssic col·lapse gravitacional d'una supernova SN II.
Finalment, tal com s'ha explicat anteriorment, és l'ona de xoc de l'explosió que va acabar recuperant ràpidament el tor en expansió el que l'hauria fet brillar en el domini de ràdio. Tot aquest escenari es resumeix en el diagrama de 4 passos següent amb un forat negre com a estrella compacta.
Clic per engrandir. L'escenari en quatre passes que explica les observacions al voltant de la font de ràdio VT 1210 + 4956. Crèdit: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF
