06/07/2022

El bosó de Higgs

Tu i tot allò que t'envolta esteu fets de partícules. Però quan l'univers va començar, cap partícula no tenia massa; totes elles corrien a tota velocitat a la velocitat de la llum. Les estrelles, els planetes i la vida només podrien emergir perquè les partícules van obtenir la massa d'un camp fonamental associat amb el bosó de Higgs. L'existència d'aquest camp de subministrament de massa es va confirmar el 2012, quan es va descobrir la partícula del bosó de Higgs al CERN.

Què és el bosó de Higgs?

A la nostra descripció actual de la Natura, cada partícula és una ona en un camp. L'exemple més conegut d'això és la llum: la llum és simultàniament una ona al camp electromagnètic i un corrent de partícules anomenades fotons. En el cas del bosó de Higgs, el camp era primer. El camp de Higgs va ser proposat el 1964 com un nou tipus de camp que omple tot l'Univers i dóna massa a totes les partícules elementals. El bosó de Higgs és una ona en aquest camp. El seu descobriment confirma l'existència del camp de Higgs.


 Clic per engrandir. Vista artística del camp de Brout-Englert-Higgs Crèdit: CERN

Com obtenen massa les partícules?

Les partícules obtenen la massa en interactuar amb el camp de Higgs; no tenen una massa pròpia. Com més fort interactua una partícula amb el camp de Higgs, més pesada és la partícula. Els fotons, per exemple, no interactuen amb aquest camp i, per tant, no tenen massa. Tot i això, altres partícules elementals, incloent electrons, quarks i bosons, interactuen i per tant tenen una varietat de masses. Aquesta interacció de lliurament de massa amb el camp de Higgs es coneix com el mecanisme de Brout-Englert-Higgs, proposat pels teòrics Robert Brout, François Englert i Peter Higgs.


Clic per engrandir. Carta que mostra les partícules del Model Standard. Crèdit: CERN

Com descobrim el bosó de Higgs?

El bosó de Higgs no pot ser "descobert" o trobar-lo en algun lloc, però ha de ser creat en una col·lisió de partícules. Un cop creat, es transforma, o "decau", en altres partícules que es poden detectar als detectors de partícules.

Els físics busquen rastres d'aquestes partícules a les dades recollides pels detectors. El desafiament és que aquestes partícules també es produeixen en molts altres processos, a més a més el bosó de Higgs només apareix en aproximadament una de cada mil milions de col·lisions del LHC. Però una acurada anàlisi estadística d'enormes quantitats de dades va descobrir el feble senyal de la partícula el 2012.


Clic per engrandir. Experiment CMS al LHC del CERN el 13 de maig de 2012. Crèdit: CERN.

Com sabien els físics que era el Higgs?

El 4 de juliol del 2012, les col·laboracions d'ATLAS i CMS van anunciar el descobriment d'una nova partícula en un auditori ple al CERN. Aquesta partícula no tenia càrrega elèctrica, era de curta durada i es va desintegrar en formes que era el bosó de Higgs, segons la teoria. Per confirmar si realment era el bosó de Higgs, els físics necessitaven verificar el seu espín (el bosó de Higgs és l'única partícula que té un espín de zero). En examinar dues vegades i mitja més dades, van concloure el març del 2013 que, de fet, s'havia descobert algun tipus de bosó de Higgs.

Què hem après des del descobriment del bosó de Higgs?

Descobrir el bosó de Higgs va ser només el començament. En els deu anys transcorreguts des de llavors, els físics han examinat com interactua fortament amb altres partícules, per veure si això coincideix amb les prediccions teòriques.

La força d'interacció es pot mesurar experimentalment observant la producció i el decaïment del bosó de Higgs: com més pesada és una partícula, més probable és que el bosó de Higgs es descomposi o es produeixi a partir d'ella. La interacció amb els leptons tau es va descobrir el 2016 i la interacció amb els quarks superior i inferior el 2018. Però encara ens queda molt per aprendre sobre aquesta partícula elusiva.


Clic per engrandir. Detecció de la partícula als experiments ATLAS i CMS. Crèdit:CERN

Què cercarem a continuació?

Encara tenim molt per aprendre sobre el bosó de Higgs. És únic o hi ha tot un sector de partícules de Higgs? Ajuda a explicar com es va formar l'univers, amb la matèria triomfant sobre l'antimatèria? Obté la massa interactuant amb si mateix d'alguna manera? I per què la seva massa és tan petita, cosa que suggereix l'existència d'un mecanisme completament nou. Es podria trobar matèria fosca i altres partícules noves gràcies a les interaccions amb el bosó de Higgs?  Deu anys després del descobriment, el viatge gairebé no ha començat.

Com afecta el bosó de Higgs la vida quotidiana?

El bosó de Higgs té, i seguirà tenint, un impacte a les nostres vides, en formes que potser no s'hagin imaginat. És part de la resposta a per què nosaltres –i tot amb el que interactuem– tenim massa, alimentant la nostra curiositat humana natural sobre el nostre univers i com va evolucionar. En la recerca d'aquesta partícula, les tecnologies d'accelerador i detector es van portar al límit, la qual cosa va portar a avenços en la salut, la indústria aeroespacial i més.



Ho he vist aquí.

05/07/2022

La sonda espacial BepiColombo espia Mercuri

Clic per engrandir. Mercuri fotografiat per la sonda BepiColombo durant el seu segon sobrevol, el 23 de juny de 2022. Crèdit: ESA, BepiColombo, JAXA, MTM, CC by-sa 3.0 IGO


La primera visita de BepiColombo a Mercuri. La sonda BepiColombo de l'ESA i Jaxa van passar prop de Mercuri l'1 d'octubre de 2021, per primera vegada des del seu llançament el 2018. Aquí teniu les primeres imatges d'aquest sobrevol fins a 199 quilòmetres del petit planeta. 

Viatjant d'un planeta tel·lúric a un altre (excepte Mart) al sistema solar interior, la sonda BepiColombo acaba de completar el seu segon sobrevol del seu eventual objectiu, Mercuri. Noves imatges fascinants del planeta més proper al Sol.

Encara poc coneguda, la sonda espacial BepiColombo de l'ESA (Agència Espacial Europea) i JAXA (Agència espacial japonesa) acaba de passar una vegada més per sobre de Mercuri. El dijous 23 de juny va ser el seu segon sobrevol del planeta més petit del Sistema Solar (4.880 quilòmetres de diàmetre), el seu destí final. De moment, la nau es beneficia de l'assistència gravitatòria, el segon sobrevol dels sis previstos, així com la de la Terra (un cop) i Venus (dues vegades), abans d'introduir-se en òrbita el 2025 i iniciar les seves investigacions científiques.
 

Aquest vídeo reuneix 56 imatges preses sobre la marxa uns quinze minuts després d'haver passat més a prop de la superfície de Mercuri, a només 200 quilòmetres de distància. Les fotos de les dues sèries es van capturar amb un interval de 15 a 20 segons quan la nau espacial es trobava entre 920 i 6.099 quilòmetres aproximadament, per a la primera càmera de monitoratge (MCAM-2), i entre 984 i 6.194 quilòmetres, per a la segona càmera de monitoratge (MCAM-3). Crèdit: ESA. JAXA.

Clic per engrandir. Imatge amb les anotacions dels principals trets visibles a la superfície de Mercuri. Crèdit: ESA, BepiColombo, MTM, CC by-sa 3.0 IGO 


Clic per engrandir. Imatge del cràter Debussy amb les ejeccions de l'impacte. Crèdit: NASA, Messenger


Ho he vist aquí.

03/07/2022

Dossier. Estrelles: Quant duren les estrelles?

Contràriament a les aparences, no totes les estrelles que pinten un bonic cel nocturn són iguals. Les estrelles formen una gran família, formada per elements de característiques molt variables d'un cas a un altre. Si tot això pot semblar complex a primera vista, podem entendre aquesta diversitat a grans trets a partir d'unes quantes consideracions físiques.

Si ens interessa la vida útil de les estrelles, un paràmetre la determina principalment: una vegada més, és la massa. Però també és l'origen d'una paradoxa: com més massiva és una estrella, més curta és la seva vida útil.

Clic per engrandir. Aquesta recreació artística ens mostra una vista superficial del planeta Pròxima b orbitant la nana vermella Pròxima Centauri, l'estrella més propera al Sistema Solar. Crèdit: ESO, M. Kornmesser, CC By 4.0

La vida d'una estrella depèn de la seva massa, com més gran és, més consumeix el seu "combustible", l'hidrogen.

Quant duren les estrelles?

De fet, encara que una estrella massiva contingui molt de combustible, la seva temperatura central serà més alta que la d'una estrella de menys massa. Com s'ha esmentat anteriorment, les reaccions de combustió nuclear seran molt més ràpides. Així, una estrella com el Sol, per exemple de massa mitjana, cremarà el seu hidrogen central (només el 10% de la seva massa total) en uns 9.000 milions d'anys (segons els models actuals de descripció del Sol). Però, una estrella de 10 masses solars (o 10 MO) consumirà les seves reserves en només 30 milions d'anys, mentre que una petita estrella de 0,5 MO; sobreviurà 50.000 milions d'anys (és a dir, molt més que la suposada edat actual de l'Univers).


Clic per engrandir. Descripció esquemàtica de l'evolució d'estrelles de diferents masses. Fixeu-vos en l'escala de temps de l'esquerra, que indica les vides en una escala no regular. Les escales de mida també són esquemàtiques. Crèdit: Edicions Le Pommier.

Veure:

Capítol anterior: Estrelles. Estrelles: Evolució i mort de les estrelles
Capítol següent: Estrelles: Dins del Sol (en preparació).

Ho he vist aquí.

02/07/2022

Quan els cúmuls de galàxies col·lisionen


Clic per engrandir. Crèdit: Raigs-X: NASA/CXC/Univ. of Nottingham/H. Russell et al.; Optical: NAOJ/Subaru

Hi ha una connexió profunda entre alguns dels esdeveniments més grans i energètics de l'univers i d'altres molt més petits i febles impulsats pel nostre propi Sol.

Els resultats provenen d´una llarga observació amb l´Observatori de raigs X Chandra de la NASA d´Abell 2146, un parell de cúmuls de galàxies en col·lisió ubicats a uns 2.800 milions d´anys llum de la Terra.

Els cúmuls de galàxies contenen centenars de galàxies i quantitats enormes de gas calent i matèria fosca i es troben entre les estructures més grans de l'univers. Les col·lisions entre cúmuls de galàxies alliberen enormes quantitats d'energia a diferència de qualsevol cosa presenciada des del Big Bang i proporcionen als científics laboratoris de física que no estan disponibles aquí a la Terra.


Ho he vist aquí.

01/07/2022

Una fotografia icònica en femení, ara sí!

Clic per engrandir.Conferencia Solvay (1927) sobre mecànica quàntica. Fotografia de Benjamin Couprie

Aquesta fotografia feta en la 5ª trobada Solvay de Mecànica Quàntica a Brusel·les l'any 1927, és probablement la fotografia científica més famosa de tots els temps.  

I és que 17 dels 29 assistents van ser guanyadors del Premi Nobel o el van guanyar en el futur. Marie Curie (asseguda dos seients a l'esquerra d'Einstein, que és al centre de la primera fila) va ser l'única dona que va assistir a la conferència. Va ser la primera dona a guanyar un premi Nobel, la primera persona a guanyar-lo dues vegades i l'única persona a guanyar en dues ciències diferents: la Física i la Química.

Aquí hi ha els noms de la resta dels assistents. Si mai has estudiat física, aquests noms et resultaran familiars, ja que moltes de les constants físiques porten el nom de les persones que apareixen en aquesta foto. 

D'esquerra a dreta:

Primera fila: Irving Langmuir, Max Planck, Marie Curie, Hendrik Lorentz, Albert Einstein, Paul Langevin, Charles-Eugène Guye, C.T.R Wilson, Owen Richardson.

Fila central: Peter Debye, Martin Knudsen, William Lawrence Bragg, Hendrik Anthony Kramers, Paul Dirac, Arthur Compton, Louis de Broglie, Max Born, Niels Bohr.

Fila posterior: Auguste Piccard, Emile Henriot, Paul Ehrenfest, Edouard Herzen, Théophile de Donder, Erwin Schrödinger, JE Verschaffelt, Wolfgang Pauli, Werner Heisenberg, Ralph Fowler, Léon Brillouin.

El que ens interessa en aquest article és que noranta anys més tard, entre l'11 i el 15 de setembre de 2017, es va celebrar a Trento (Itàlia) el 103è Congrés de la Societat italiana de física, trobada en què se celebrava el 120è aniversari d'aquesta societat científica, a on es van organitzar dues taules rodones, dedicades al tema de les vocacions científiques i les dones.

Després d'aquestes dues taules rodones, l'Oficina de Comunicació de la Universitat de Trento va proposar immortalitzar vint-i-vuit dones conferenciants del Congrés –de diferents edats i disciplines– juntament amb un col·lega masculí, Guido Tonelli, un dels descobridors del bosó de Higgs al CERN, en una versió reivindicativa de la famosa foto de la conferència Solvay del 1927. Noranta anys més tard, la fotografia 'invertia' els papers d'homes i dones.

Clic per engrandir. Crèdit: Università di Trento

D'esquera a dreta, elles i ell són:

Primera fila: Cinzia Giannini, Anna Di Ciaccio, Guido Tonelli, Monica Colpi, Antigon Marí, Chiara La Tessa, Patrizia Cenci, Luisa Cifarelli i Beatrice Fraboni.

Fila central: Simonetta Croci, Daniela Calvo, Lidia Strigari, Silvia Picozzi, Alessandra Gugliemetti, Alessandra Rotundi, Angela Bracco, Olivia Levrini i Speranza Falciano.

Fila superior: Elisa Molinari, Marina Cobal, Roberta Ramponi, Francesca Vidotto, Silvana Di Sabatino, Silvia Tavazzi, Nadia Robotti, Clementina Agodi, Edwige Pezzulli, Sara Pirrone i Marta Greselin.

En aquest enllaç es pot llegir una breu semblança (en italià) de les vint-i-nou persones retratades en aquesta fotografia: a més de Guido Tonelli, vint-i-vuit física italianes investigant en projectes diversos.

Luisa Cifarelli, presidenta de la Societat Italiana de Física (SIF), apareix a la fotografia del 2017 (no hi podia faltar), i comentava: "La fotografia, feta gairebé per diversió, va tenir però una repercussió inesperada a tots els mitjans i fins i tot a les cadenes de televisió nacionals. Estic molt feliç per aquesta difusió, ja que constata la importància de les dones a la física ia la investigació científica. Pel que fa a mi, estic molt orgullosa d'estar en aquesta fotografia!"

 

Ho he vist aquí.

30/06/2022

Les estrelles binàries estan pel nostre voltant

 

Clic per engrandir. Sírius, l'estrella més brillant del nostre cel, és una estrella binaria. Crèdit: astrosystem, Adobe Stock


Un mapa d'estrelles dobles a la Via Làctia Investigadors de la Universitat de Califòrnia a Berkeley (EUA) ens porten de viatge per la Via Làctia. Un viatge d'uns 6.000 anys llum que revela més d'un milió d'estrelles dobles. Aquestes binàries han estat identificades gràcies a les dades de la missió espacial GAIA (ESA). Crèdit: Universitat de Califòrnia
 
Sírius, l'estrella més brillant del nostre cel, és un dels exemples més coneguts d'estrelles binaries, aquestes estrelles també anomenades dobles físics, perquè estan formades per dues estrelles que orbiten al voltant del mateix punt. I avui, els investigadors ens revelen que hi hauria més d'un milió d'aquestes estrelles binàries al voltant de la nostra Terra.

La missió de satèl·lit de l'Agència Espacial Europea (ESA) Hipparcos, va acabar l'any 1997. Era per mesurar la posició i el moviment de les estrelles. I havia identificat unes 200 estrelles binàries a la nostra Via Làctia. Les noves dades de la missió espacial GAIA (ESA) ofereixen ara un catàleg ampliat d'uns 1,3 milions d'estrelles dobles físiques, separades per almenys 10 unitats astronòmiques (UA), o 10 vegades la distància entre la Terra i el Sol, en un radi de uns 3.000 anys llum al voltant de la nostra Terra.

Recordem que les estrelles binàries es van identificar per primera vegada des de la Terra, entre les estrelles que apareixien a prop del cel. Però la tècnica era arriscada, perquè les estrelles que ens semblen properes en realitat poden estar separades a centenars o milers d'anys llum. I eliminar aquestes alineacions aleatòries va consumir molt de temps.

La missió espacial GAIA registra com les estrelles semblen canviar de posició al cel i així calcula la seva distància i velocitat. I els investigadors de la Universitat de Califòrnia a Berkeley (Estats Units) han desenvolupat tècniques de càlcul que permeten identificar primer les estrelles que es mouen juntes a l'espai i després, entre elles, les que es troben a la mateixa distància de la Terra. És així com s'aconsegueixen les estrelles binàries.

Clic per engrandir. Els astrònoms estimen que aproximadament la meitat de les estrelles semblants al Sol són estrelles dobles físiques. Però que estan massa a prop l'una de l'altra perquè les puguem distingir. El treball d'investigadors de la Universitat de Califòrnia a Berkeley (EUA) mostra que el 25% de les estrelles similars al Sol tenen una companya que orbita més de 30 unitats astronòmiques (UA) -aquesta és aproximadament la distància Sol-Plutó. I que un màxim està situat a una distància entre 30 i 50 UA. Aquí a l'esquerra, la regió de 3.000 anys llum al voltant de la Terra en què els investigadors de la Universitat de Califòrnia a Berkeley (EUA) han trobat més d'un milió d'estrelles binàries. Crèdit: Kareem El-Badry, UC Berkeley i Jackie Faherity, AMNH

Estels binaris en detall

Aquest treball fins i tot permet especificar una mica més el tipus d'aquestes estrelles binaries. Així, 1.400 d'aquests sistemes estan formats per dues nanes blanques, l'etapa final de l'evolució de la majoria de les estrelles. I 16.000 d'aquests sistemes giren al voltant d'una nana blanca i una altra estrella. Finalment, la majoria dels 2,6 milions d'estrelles atrapades en sistemes binaris són estrelles de seqüència principal, en el seu millor moment.

Els investigadors poden estar especialment interessats en sistemes composts per una nana blanca i una altra estrella. A diferència de les estrelles de seqüència principal, que poden romandre sense canvis durant milers de milions d'anys, l'edat de les nanes blanques és relativament senzilla de determinar. Perquè aquestes estrelles es refreden a un ritme conegut. Així, establir l'edat d'una nana blanca en un sistema doble permet fixar també l'edat de la seva acompanyant. I possiblement dels planetes que podrien orbitar al seu voltant.

Recentment, a més, els investigadors van determinar d'aquesta manera l'edat d'un exoplaneta anomenat TOI-1259Ab. "En aquest nou catàleg, hi ha almenys 15 sistemes compostos per una nana blanca, una estrella i un planeta", especifica Kareem El-Badry, astrofísic de la Universitat de Berkeley, en un comunicat de premsa.

Un altre resultat sorprenent: la majoria de les estrelles dobles físiques s'assemblen. Per tant, sembla que els estels els agrada associar-se amb els de massa similar. I això, tot i que generalment orbiten a centenars d'unitats astronòmiques les unes de les altres, la majoria encara romanen en un radi de menys de mil unitats astronòmiques les unes de les altres. Així, els investigadors assumeixen que aquestes estrelles atrapades en un sistema binari es van formar més a prop les unes de les altres abans d'allunyar-se, potser sota la influència d'altres estrelles.


Ho he vist aquí.

27/06/2022

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C51


Clic per engrandir. Caldwell 51. Crèdit: NASA, ESA, i J. Holtzman (New Mexico State University); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)

Caldwell 51, també coneguda com a IC 1613, és una galàxia nana irregular ubicada a la constel·lació de la Balena. Aquest membre del nostre Grup Local de galàxies és a només 2,3 milions d'anys llum de la Terra i té una magnitud aparent de 9,9. Tot i la seva relativa proximitat, Caldwell 51 és molt difícil de detectar i és un dels objectes més esmunyedissos del Caldwell. Apareix com una taca difusa i extremadament tènue al cel, fins i tot quan es veu a través de telescopis de mida moderada. La galàxia és visible des de l'hemisferi nord a la tardor i des de les regions del nord de l'hemisferi sud a la primavera. Va ser descobert el 1906 per l'astrofotògraf alemany Max Wolf, que també va trobar molts altres objectes astronòmics al llarg de la seva vida, incloent estels, supernoves i asteroides.

Caldwell 51 és notable pel seu paper en la millora dels mesuraments de distància a objectes més remots. A diferència de moltes galàxies, Caldwell 51 està en gran part lliure de pols, i la nostra visió relativament clara de les estrelles variables RR Lyrae que alberga permet als astrònoms fer mesuraments de distància precises. Les variables RR Lyrae són estrelles polsants que tenen períodes de pulsació directament relacionats amb la lluminositat. Per tant, la rapidesa amb que polsen indica als astrònoms la lluminositat real de les estrelles; llavors, com de brillants realment apareixen les estrelles els hi diu als astrònoms com de lluny han d'estar. Aquesta relació permet que les estrelles actuïn com a "espelmes estàndard" que es poden fer servir per determinar les distàncies a objectes dins del nostre Grup Local de galàxies.

Clic per engrandir. Aquesta imatge infraroja d´una regió exterior de Caldwell 51 inclou algunes galàxies de fons encara més distants. Va ser captada per la Wide Field Camera 3 (Càmera de camp ample) del Hubble.Crèdits: NASA, ESA, i M. Malkan (UCLA); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)

La imatge que encapçala el post és d´una regió propera al centre de Caldwell 51 és una composició d´observacions en ultraviolada, infraroig i llum visible realitzades per la Cambra de Camp Ampli 3 del Hubble. Les observacions es van fer per determinar la composició química de la galàxia. Atès que la majoria dels elements de l'univers es formen a les estrelles i es distribueixen a la seva galàxia quan moren, aquesta informació pot ajudar els investigadors a conèixer millor l'evolució de la galàxia i la seva història de formació estel·lar.

 Clic per engrandir. Aquesta imatge de context mostra dues regions de Caldwell 51 (IC 1613) captades per la Wide Field Camera 3 (WFC3) del Hubble. La imatge de camp més ampli de tota la galàxia a la part inferior dreta va ser presa pel telescopi de sondeig del Very Large Telescope (VLT) a l'Observatori Europeu Austral (ESO). El requadre taronja mostra la ubicació de les observacions infraroges del Hubble a les afores de la galàxia (mostrades a l'esquerra), mentre que el requadre blau mostra les observacions del centre de la galàxia (a dalt a la dreta).


C51 al web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del blog


26/06/2022

A reveure Andròmeda!


Clic per engrandir. Andròmeda. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/UCLA

La nostra veïna a l'espai, la immensa galàxia d'Andròmeda, és capturada en aquesta imatge presa pel Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE-Sigles en anglès de Explorador de Gran Angular d'Investigació en l'Infraroig). Situada a uns 2,5 milions d'anys llum del nostre Sol, Andròmeda és la galàxia més gran i propera a la Via Làctia.

Aquest mosaic galàctic és un compost de quatre colors que utilitza tots els detectors infrarojos del WISE, on el blau representa la llum ultraviolada llunyana, el verd representa la llum ultraviolada mitjana i el vermell és la llum ultraviolada propera. La columna vertebral d'estrelles madures de la galàxia és visible en blau, mentre que els anells grocs i vermells mostren pols escalfada per estrelles massives recent nascudes.

Tant la Via Làctia com Andròmeda pertanyen al nostre anomenat Grup Local, una col·lecció de més de 50 galàxies, que és com el nostre “veïnat galàctic”; no obstant això, la majoria de les altres galàxies són petits sistemes nans.



Ho he vist aquí.

25/06/2022

Dossier. Estrelles: Evolució i mort de les estrelles

Contràriament a les aparences, no totes les estrelles que pinten un bonic cel nocturn són iguals. Les estrelles formen una gran família, formada per elements de característiques molt variables d'un cas a un altre. Si tot això pot semblar complex a primera vista, podem entendre aquesta diversitat a grans trets a partir d'unes quantes consideracions físiques.

Clic per engrandir. Nebulosa Planetària Hèlix (NGC 7293). Crèdit: NASA, NOAO, ESA, l'equip de la nebulosa de l'hèlix del Hubble, M. Meixner (STScI i TA Rector (NRAO).

Quines lliçons podem aprendre d'aquesta classificació, a part de la relació amb la mida i la temperatura superficial? De fet, aquesta diversitat en l'aparença de les estrelles es pot explicar a grans trets per dues característiques de l'estrella: la seva massa i la seva edat. Com més massiva sigui l'estrella, més calenta serà, i per tant blava.  

Això està lligat a la font d'energia de les estrelles: la fusió nuclear, que al cor de l'estrella transforma quatre àtoms d'hidrogen en un d'heli, alliberant una gran quantitat d'energia en el procés.

L'equilibri d'una estrella

Aquestes reaccions de fusió seran tant més ràpides com la pressió i la temperatura central de l'estrella siguin elevades. Tanmateix, com més massiva sigui l'estrella, més comprimirà el nucli per tota la massa de l'estrella que tendeix a concentrar-se al centre sota l'efecte de la seva pròpia atracció gravitatòria. Per contrarestar aquesta atracció gravitatòria, la pressió augmenta: s'estableix un equilibri entre pressió i gravetat, equilibri que fixarà (en una primera aproximació) la mida de l'estrella. Si la pressió augmenta, també ho fa la temperatura (que s'ha de comprovar amb una bomba de bicicleta per exemple), així com la producció d'energia, que al seu torn aporta encara més calor a l'estrella. Aquí, de manera simplificada, que explica els "colors" de les estrelles segons la seva massa.


Clic per engrandir. Evolució i mort dels estels: Diagrama de Hertzsprung-Russell (lluminositat en funció de la temperatura) que mostra la distribució dels estels segons la seva massa i edat. Crèdit: R. Powell 

Tanmateix, per a la mateixa massa inicial, una estrella pot variar de mida durant la seva evolució. En qualsevol estrella, arriba un moment en què el combustible (hidrogen) s'acaba (s'ha convertit en heli). Es produeix una profunda transformació de l'estrella. La combustió nuclear al centre de l'estrella s'atura per falta de combustible però s'encén en capes menys profundes, que s'han fet prou calentes.

Clic per engrandir. Evolució i mort dels estels: una altra versió del diagrama HR (Hertzsprung-Russell).

La mort d'una estrella

Llavors, l'estrella s'inflarà de manera desproporcionada i arribarà a l'estadi de gegant vermella (perquè durant aquesta expansió, la temperatura superficial disminueix). Aleshores es presentaran diversos casos, depenent de la massa inicial de l'estrella. Poc massiva, l'estrella acabarà expulsant les seves capes externes, deixant al descobert el cor de l'estrella encara calenta: estarem davant d'una nana blanca. Altres estrelles més massives encendran altres reaccions de fusió nuclear al seu centre: l'heli es transformarà en carboni, nitrogen, oxigen, i després en elements encara més complexos (silici, ferro, etc.). Aquestes reaccions aportaran energia a l'estrella durant un període força curt en comparació amb el període en què va treure la seva energia de l'hidrogen. Per a les estrelles que no són massa massives, això proporciona un descans abans del cessament final de les reaccions nuclears i una contracció i després un refredament ineluctable que passa per l'etapa de nana blanca.  

En el cas d'estrelles prou massives, l'estrella acabarà implosionant sota l'efecte de la seva pròpia gravetat (i donarà lloc a una supernova, un dels fenòmens més espectaculars de l'Univers) per manca d'energia per oposar-se a l'aixafament per la seva pròpia massa. Això donarà lloc a una estrella de neutrons (púlsar) o un forat negre, cadàvers estel·lars com nanes blanques (que a més s'ennegriran a mesura que es refredin amb el temps).

Són, doncs, aquestes estrelles massives les que acaben esclatant propagant-se al medi interestel·lar àtoms d'oxigen, carboni i altres elements que després formaran planetes al voltant d'estrelles de nova creació. Així que la nostra Terra i nosaltres mateixos som pols d'estrelles, com sovint han dit Hubert Reeves i altres astrofísics.


Clic per engrandir. La mort de les estrelles: Vista de nebulosa planetària, que malgrat el seu nom no té res a veure amb un planeta sinó que és el resultat de l'expulsió d'una estrella de les seves capes superficials al final de la seva vida. Crèdit: NASA, domini públic

Veure:

Capítol anterior: Estrelles: No totes les estrelles són iguals
Capítol següent: Durada de la vida de les estrelles (en preparació).

Ho he vist aquí.

24/06/2022

Un mar d'estrelles com a lluentons


Clic per engrandir. Terzan 9. Crèdit: ESA/Hubble & NASA, R. Cohen

El Telescopi Espacial Hubble va capturar aquesta escena brillant usant la seva Càmera de Gran Angular 3 i la Càmera Avançada de Sondejos.

Els cúmuls globulars són grups estables i estretament units de desenes de milers a milions d'estrelles. Com demostra aquesta imatge, els cors dels cúmuls globulars estan densament plens d'estrelles. Terzan 9 està esquitxat de tantes estrelles brillants que s'assembla a un mar de lluentons.

Aquesta fotografia estel·lar és d'un programa del Hubble que investiga cúmuls globulars ubicats cap al cor de la Via Làctia, en el qual la seva regió central conté un grup atapeït d'estrelles conegudes com el bulb galàctic, una àrea rica en pols interestel·lar. Aquesta pols fa que els cúmuls globulars prop del centre de la galàxia siguin difícils d'estudiar, ja que la pols absorbeix la llum de les estrelles i fins i tot pot canviar els colors aparents de les estrelles en aquests cúmuls. La sensibilitat del Hubble en longituds d'ona tant visibles com infraroges permet als astrònoms mesurar com canvien els colors de les estrelles a causa de la pols interestel·lar. Conèixer el veritable color i brillantor d'una estrella permet als astrònoms estimar-ne l'edat, i per tant estimar l'edat del cúmul globular.

Aquesta imatge va se considerada la imatge del dia per la NASA el 22 de Juny del 2022.


Ho he vist aquí.

23/06/2022

Un misteriós senyal de ràdio ens arriba des de la galàxia NGC 2082


Clic per engrandir. Quina és aquesta misteriós font de ràdio brillant i compacta que ens arriba des de la galàxia NGC 2082 i l'origen de la qual segueix sent desconegut?. Crèdit: ESA/Hubble. NASA

El primer senyal de ràdio d'un exoplaneta. Investigadors de la Universitat de Cornell (EUA) han gravat el que sembla un senyal de ràdio d'un exoplaneta situat a uns 50 anys llum de la nostra Terra, Tau del Bover Ab. La signatura, ens diuen, del seu camp magnètic. La promesa de disposar ara d'una nova eina per estudiar els planetes situats fora del nostre sistema solar. Crèdit: Ryan MacDonald, Institut Carl Sagan, Universitat de Cornell. 

Durant les observacions d'una galàxia espiral coneguda com NGC 2082, els astrònoms han descobert una font de ràdio misteriosa, brillant i compacta. El seu origen segueix sent, fins avui, desconegut.

Des del centre de la galàxia NGC 2082, una galàxia espiral situada a uns 60 milions d'anys llum de distància a la constel·lació de l'Orada, arriba un fort senyal de ràdio d'origen desconegut. Revelat pels astrònoms durant les campanyes d'observació realitzades el 2019 i el 2021 per diversos telescopis, respon al bonic nom de J054149.24-641813.7.

En un estudi publicat a arXiv, els seus descobridors van fer diverses suposicions sobre la seva procedència, inclosa la comparació amb altres senyals de ràdio identificades. Recordaria en particular, pel seu índex espectral i la seva alta lluminositat, les "ràfegues ràpides de ràdio", sovint escurçades per l'acrònim FRB de  "Fast Radio Burst". Aquests  misteriosos flaixos són capaços d'alliberar en poques mil·lèsimes de segon, tanta energia com el Sol en un dia, però el seu origen segueix sense identificar-se fins avui.

Clic per engrandir. Aquí, la imatge presa pel telescopi espacial Hubble l'any 1997, superposada amb contorns establerts per l'ASKAP sigles d'Australian Square Kilometer Array Pathfinder (Pathfinder de Matriu de Kilómetres Cuadrats Australià) i l'Australian Telescope Compact Array. La imatge inferior esquerra mostra un zoom a la font de ràdio, que es troba a només 20 segons d'arc del centre de la galàxia NGC 2082. Crèdit: Balzan et  al. , 2022

Un quàsar o una ràdio galàxia

Malauradament, segons els investigadors, J054149.24-641813.7 no arriba a un nivell de brillantor suficient per considerar-se un esclat ràpid. Aleshores, pocs candidats queden a la cursa: entre ells hi ha quàsars, púlsars i certes nebuloses o ràdio galàxies. Però fins ara s'han descartat gairebé totes les hipòtesis. Massa brillant per correspondre a un romanent de supernova però no prou brillant com per ser una font de ràdio persistent amb un progenitor FRB incrustat, aquesta font misteriosa té un índex espectral pla, és a dir, una font que seria d'origen tèrmic.

Aquest índex espectral també elimina una altra possibilitat: el púlsar, un senyal periòdic procedent d'una estrella de neutrons que gira molt ràpidament sobre si mateixa. Només queden dues possibilitats: quàsar i ràdio galàxia. Els quàsars corresponen a nuclis actius de galàxies molt brillants, que contenen al seu centre un forat negre supermassiu, tal com la Via Làctia s'aixopluga en el seu centre Sagitari A*.

Pel que fa a les radiogalàxies, com el seu nom indica, es tracta de galàxies l'energia emesa de les quals prové de les ones de ràdio degudes a la radiació de sincrotró. Però, tant si la font és una com l'altra, “podem esperar veure una certa absorció de Hi; tanmateix, actualment no hi ha dades d'alta resolució per a NGC 2082", conclouen els investigadors. El misteri encara persisteix.


Ho he vist aquí.

22/06/2022

Sorpresa! Un forat negre gegant que fa estrelles


Clic per engrandir. La galàxia nana Henize 2-10 brilla amb estrelles joves en aquesta imatge en llum visible presa pel Hubble. La regió brillant del centre, envoltada de núvols rosats i carrils de pols fosca, indica la ubicació del forat negre supermassiu de la galàxia i els vivers estel·lars actius. Crèdit: NASA, ESA, Zachary Schutte (XGI), Amy Reines (XGI). Precessament d'imatges: Alyssa Pagan (STScl)

Els forats negres sovint es perceben com ogres còsmics, destructors d'estrelles. I tanmateix, les observacions realitzades gràcies a l'alta resolució del telescopi espacial Hubble mostren que de vegades també poden donar a llum estrelles a les galàxies.

Stephen Hawking, l'astrofísic que va fer estimar la ciència. El gran físic Stephen Hawking va morir el 14 de març de 2018. Una autèntica llegenda de la física, també va ser un divulgador molt talentós. Una mirada enrere a l'extraordinària vida d'aquest científic que va aconseguir fer-se estimar pel públic i fer accessible el seu treball de recerca científica: forats negres, teoria de supercordes, radiació de Hawking, teoremes sobre singularitats. La ciència li deu un gran agraïment.

Presentats durant la dècada de 1930 per Subramanyan Chandrasekhar i especialment per Robert Oppenheimer, els forats negres relativistes (Laplace i Mitchell ja els van concebre en la física newtoniana) no es van prendre seriosament durant dècades i va ser només durant la dècada de 1960, amb el descobriment dels quàsars, que els pioners visionaris com John Wheeler, Roger Penrose o per descomptat Stephen Hawking van donar a aquests objectes exòtics la seva carta de noblesa. 

Molt ràpidament, els forats negres es van convertir per al públic en general i els aficionats a la ciència-ficció en destructors del món, engolint estrelles o naus espacials. Els astrofísics, com Jean Pierre Luminet i Brandon Carter, també desenvoluparan escenaris a principis dels anys vuitanta, amb càlculs de suport, que mostren com una estrella passa massa a prop d'un dels forats negres supermassius que estàvem començant a descobrir en gran nombre al cor de les grans galàxies podria ser deformat per les forces de la marea, fins al punt d'adquirir una forma de crep i després explotar. Aquest és l'esdeveniment de disrupció de marea (o TDE).

Per tant, ens sorprèn una mica l'anunci fet per dos astrofísics  a un article publicat a Nature i que es refereix a una galàxia irregular anomenada Henize 2-10.

Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del video. Forats negres, destructors i creadors d'estrelles. Crèdit: Nasa's Goddard Space Flight Center.

Corrents de matèria col·lapsant núvols moleculars

Henize 2-10 (el seu nom és un homenatge a Karl G. Henize, un astrònom nord-americà que va ser astronauta de la NASA a bord de l'Skylab i, per desgràcia, va morir a l'Everest) és una galàxia nana situada a uns 34 milions d'anys llum de la Via Làctia a la constel·lació de la Brúixola. El seu diàmetre és només d'uns 3.000 anys llum, però conté, tanmateix, un forat negre supermassiu d'aproximadament un milió de masses solars. Això ja és sorprenent en si mateix perquè la nostra galàxia, trenta vegades més gran, conté un forat negre supermassiu d'uns 4,3 milions de masses solars. 

Però el més sorprenent és que les observacions fetes amb Hubble semblen mostrar clarament que els vents de matèria del forat negre central de Henize 2-10 no només estan associats amb cúmuls oberts d'estrelles joves al seu pas, sinó que el flux de matèria que constitueixen connecta com un cordó umbilical aquest forat negre i una regió, seu d'una formació febril d'estrelles a uns 230 anys llum de l'estrella compacta.


Clic per engrandir. Apropant-se a la regió central de la galàxia nana Henize 2-10, es revela un pont de gas calent de 230 anys llum de llarg, que connecta el forat negre supermassiu de la galàxia i una regió de formació estel·lar. Les dades del Hubble sobre la velocitat del gas propulsat pel forat negre, així com l'edat de les estrelles joves, apunten a una relació causal entre ambdues. Fa uns quants milions d'anys, el flux de gas calent va colpejar un núvol dens i es va estendre, com l'aigua d'una canonada colpejant un munt de terra. Ara els cúmuls d'estrelles joves s'alineen perpendicularment al flux de sortida, revelant el camí de la seva propagació. Crèdit: NASA, ESA, Zachary Schutte (XGI), Amy Reines (XGI) Processament d'imatges: Alyssa Pagan (STScI) 
 
L'anàlisi de la informació proporcionada per Hubble indica que el corrent de matèria es va emetre des del forat negre fa uns milions d'anys i que les ones de xoc amb núvols moleculars al pas d'aquest corrent van provocar que s'enfonsin i, per tant, la formació d'estrelles joves. 

Per descomptat, fa temps que s'han observat potents dolls de matèria dels forats negres supermassius, però solen ser massa calents i massa energètics dins de les galàxies. En lloc de provocar que els núvols al seu pas s'esfondrin, s'escalfen i els expandeixen, fent impossible la formació d'estrelles.

 
Ho he vist aquí.

20/06/2022

Gabinet de curiositats: 26 Fotografies... d'olors!

Avui al  Gabinet de Curiositats, fem una excursió al món de la fotografia... i les olors. Earl Grey, gessamí o te Oolong, tria el teu te preferit i deixa que les seves olors t'envaeixin.
 
 
 
Clic per engrandir. Un pètal de rosa suspès en mercuri. Crèdit: The Josef and Yaye Breltenbach Charitable Foundation


Les males olors són tòxiques? Alguns gasos o productes en mal estat tenen una olor desagradable. Però per contra hi ha productes molt tòxics amb una olor agradable.  

Pocs invents han tingut un èxit tan immediat i rotund com la fotografia. Menys de deu anys després de la producció dels primers fotogravats de Nicéphore Niépce, aquest nou mitjà va esdevenir objecte de tota mena d'experimentació, des del més científic fins al més poètic. A la dècada de 1830, Talbot va capturar les siluetes de plantes i flors en plaques recobertes d'emulsió, mentre que Daguerre va assumir la tasca d'immortalitzar la Lluna. Va néixer la microfotografia, i després a la dècada de 1860, William H. Mumler va captar accidentalment la primera imatge "fantasma" d'exposició doble.

A poc a poc, la fotografia també esdevé un mitjà per revelar a l'ull humà allò que no percep. 1875: L'Observatori Naval de Washington captura la bellesa diàfana de la nebulosa d'Orió. 1878: Eadweard Muybridge desglossa el moviment dels éssers vius en vinyetes. 1895: Els contorns esquelètics de la mà d'Anna Roentgen es revelen sota els raigs X. 1897: L'enginyer William Armstrong suspèn les descàrregues elèctriques per sempre en el temps  1931: l'institut japonès d'investigació aeronàutica dissenya un dispositiu capaç de capturar 60.000 imatges per segon. 1938: un surrealista i un botànic exposen per primera vegada fotografies d'olors.


Clic per engrandir. Una fotografia de descàrrega elèctrica, feta per William Armstrong. Crèdit: Royal Society

Josef Breitenbach i els surrealistes

Fill de comerciants de vins, venedor d'una firma d'instruments, comptable, revolucionari, polític, després ell mateix comerciant de vins, Josef Breitenbach ha conegut moltes vides, però és com a fotògraf el que recordem avui d'ell. Després de refugiar-se a París per escapar de l'exèrcit privat de Hitler, va descobrir el moviment surrealista i va iniciar discussions amb diversos dels seus membres més destacats. Ràpidament va començar a experimentar amb la doble exposició, el muntatge, la impressió en negatiu, la solarització, el fotograma i fins i tot la fotografia en color. La seva contribució més singular però, prové de la seva col·laboració amb Henri Edgard Devaux, professor de botànica i professor de fisiologia vegetal, oblidat per la història. 

Clic per engrandir. Annabella, retrat en vermell i negre, de Josef Breitenbach. Crèdit: Gitterman Gallery

No tenim molta informació sobre l'experiment que van fer junts, però això és el que sí que sabem. El 1938, la Royal Photographic Society va acollir una sèrie d'imatges impressionants de l'ara reconegut Josef Breitenbach. Diverses representen roses de les quals semblen emanar vapors espectrals. Un altre, abstracte, es podria veure com un iris gegant suspès en una composició de Dalí, o com un dels cucs de sorra imaginats per Frank Herbert, obrint la seva boca terrorífica sobre un paisatge fosc. Un altre més insinua la forma d'un pètal de rosa, transformat per a l'ocasió en un sol estrany del qual emanen raigs ondulants. 

Clic per engrandir. Combinant art i ciència, aquestes fotografies destaquen els compostos volàtils emesos per una rosa. Crèdit: The Josef Breitenbach Trust.


Clic per engrandir. Olor de càmfora, immortalitzada per Josef Breitenbach. Crèdit: The Josef Breitenbach Trust  

Mirall de mercuri i dibuixos en talc 

Els títols que acompanyen aquestes fotografies dins de l'exposició no poden ser més senzills i clars. No obstant això, només afegeixen el seu misteri. Olor d'una rosa. Olor de càmfora. El perfum del lliri es va fer visible. Són aquests fantasmes olfactius només un joc de mà, com els ectoplasmes i esperits suposadament revelats pels talents dels fotògrafs espiritistes? No si hem de creure el treball de Devaux sobre les fulles monomoleculars, perquè gràcies a una superfície de mercuri coberta de talc, hauria aconseguit captar molècules oloroses (o COV) per tal de fer-los visibles! El talc, repartit en una capa fina (anomenada monomolecular), seria repel·lit en alguns llocs pels vapors de l'objecte olorós (una rosa, un gra de cafè, o fins i tot una ceba  per exemple).


Clic per engrandir. L'olor d'un clavell captat davant del seu mirall de mercuri. Crèdit: The Josef and Yaye Breitenbach Charitable Foundation  

Breitenbach mai revelaria exactament com es transferirien els preparatius de Devaux a la fotografia, però si es creu la descripció que va fer la periodista Amy Porter el 1945, l'objecte s'hauria col·locat molt a prop de la superfície del mercuri perquè el seu perfum pugui deixar-hi la seva empremta. Al cap d'uns 20 segons, el fotògraf hauria capturat llavors el seu subjecte col·locat davant d'aquesta superfície lluent i marbrejada de dibuixos, donant com a resultat unes imatges poètiques i captivadores, a la interfície entre l'art i la ciència, i que per tant, mereixien ser incloses en el nostre Gabinet de Curiositats.

Ens retrobem ben aviat per a un nou capítol del  Gabinet de Curiositats. Crèdit: nosorogua, Adobe Stock, Emma Hollen


Ho he vist aquí.

18/06/2022

Raigs, anells i... Cigne


Clic per engrandir. Crèdit: Raigs X: NASA/CXC/U.Wisc-Madison/S. Heinz et al.; Òptic/ANAR: Pa-STARRS

A 7.800 anys llum de la Terra, un forat negre en un sistema binari anomenat V404 Cygni atrau matèria d'una estrella companya propera, formant un disc al seu voltant. Aquest procés crea els ressons de llum que veiem aquí, que apareixen com a anells concèntrics blaus contra un camp d'estrelles.

A mesura que el forat negre atrau matèria estel·lar, s'emeten raigs X. Aquests raigs X viatgen per l'espai, passant per núvols de pols que dispersen alguns dels raigs X cap a nosaltres. Depenent del contingut dels núvols de pols, s'absorbiran diferents quantitats de raigs X i no es detectaran amb l'Observatori de raigs X Chandra, igual que les diferents parts del nostre cos absorbeixen diferents quantitats de raigs X.

En comparar la brillantor dels raigs X amb models informàtics de pols amb diferents composicions, els investigadors van determinar que la pols entre V404 Cygni i la Terra conté probablement barreges de grans de grafit i silicat.


Ho he vist aquí.

Estem començant a detectar forats negres errants escampats per la Via Làctia

Clic per engrandir. Imatge artística d'un forat negre a la deriva a la nostra galàxia, la Via Làctia. El forat negre son les restes aixafades d'una estrella massiva que va explotar com una supernova. El nucli supervivent és diverses vegades la massa del nostre Sol. El forat negre atrapa la llum a causa del seu intens camp gravitatori. El forat negre distorsiona l'espai al seu voltant, el que distorsiona les imatges estrelles de fons alineades gairebé directament darrere d'ell. Aquest efecte de lents gravitacionals ofereix l'única evidència reveladora de l'exitència de forats negres solitaris que vagen per la nostra galàxia, la població dels quals podria arribar als 100 millions. El telescopi espacial Hubble cerca aquests forats negres buscant la distorsió de la llum de les estrelles mentre els forats negres passen por sobre de les estrelles de fons. Crèdit: skysurvey.org. N. Bartmann.

Es sospitava de l'existència de forats negres estel·lars solitaris invisibles als raigs X o gamma, però capaços de revelar la seva presència per efecte de la microlent gravitatòria a la Via Làctia. S'ha descobert un primer candidat, en particular amb l'ajuda d'observacions del telescopi Hubble, amb una velocitat de 160.000 km/h.

Les estrelles de més de 8 masses solars no acabaran en nanes blanques sinó explotant en supernoves SN II. És poc probable que aquells amb masses superiors a 20/30 masses solars expulsin prou material a l'explosió perquè el col·lapse gravitatori produeixi més sovint una estrella de neutrons, però més aviat forat negre estel·lar. Els observats tenen masses entre 5 i 15 masses solars. S'estan fent senyals a la Via Làctia a causa del material que arrenquen d'una estrella acompanyant i que forma un disc d'acreció on les forces de fricció viscoses entre els corrents de matèria, que cauen en espiral cap a l' estrella compacta, l'escalfen fins al punt d'emetre raigs X.

Però, segons els astrofísics teòrics que estudien el naixement d'estrelles de neutrons i forats negres estel·lars, pot passar que l'explosió sigui asimètrica i que, en conseqüència, el cos final compacte sigui propulsat com si fos un coet. Es pot calcular fàcilment, com es mostra al curs d'astrofísica de la famosa William Press, que pel simple fet de la seva explosió en un sistema binari amb una gran pèrdua de massa, les lleis de la mecànica també impliquen una estrella de neutrons o una nova formació. Els forats negres estel·lars es catapulten a gran velocitat, de vegades fins al punt de poder alliberar-se de l'atracció gravitatòria de la Via Làctia. 

Per tant, els astrofísics creuen que hi ha d'haver una gran població de forats negres estel·lars solitaris que recorren la nostra galàxia. El nombre d'aquests objectes es pot estimar al voltant dels 100 milions, però hi ha diverses incerteses sobre els models que descriuen el seu naixement, de manera que de fet, és una mica més exacte dir que aquesta xifra probablement està entre els 10 i els mil milions. Per contra, determinar aquest nombre permetria ordenar aquests models i també disposar d'informació sobre l'evolució estel·lar i, per tant, química de les galàxies perquè s'enriqueixen en nous elements pesants amb cada explosió de supernoves tipus SN II

Però, com detectar aquests forats negres aïllats ja que no acumulen matèria i, per tant, no generen radiació indirectament?

Pots triar l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo. És possible que els astrònoms hagin descobert el primer forat negre flotant lliurement a la Via Làctia, gràcies a una tècnica anomenada microlent gravitacional. Crèdit. Centre de vol espacial Goddard de la NASA.

Un forat negre que fa brillar les estrelles

La relativitat general dóna la resposta. Ella prediu que el camp gravitatori que eventualment pot doblegar un raig de llum que s'enviaria des d'un punt molt proper a la superfície dels esdeveniments d'un forat negre, de manera que caigui cap enrere en la direcció d'aquest forat negre, també és capaç de desviar els raigs dels estels davant dels quals aquest objecte pot interposar-se per a un observador fins al punt que l'entorn proper al forat negre es comporta com una lent gravitatòria, que pot augmentar temporalment la lluminositat de l'estrella davant de la que es troba transitant el forat negre.

Per tant, els astrofísics s'han proposat buscar esdeveniments que manifestin aquest fenomen de microlents gravitacionals amb diversos instruments i dos equips acaben d'anunciar,  mitjançant una publicació a The Astrophysical Journal Letters i una altra a The Astrophysical Journal, que finalment han trobat un candidat al títol de forat negre estel·lar aïllat dins la Via Làctia.

Els dos equips es van basar inicialment en campanyes d'observació amb dades fotomètriques que provenen d'una banda de l'Experiment de Lent Òptica Gravitacional (OGLE per les seves sigles en anglès) i d'altra banda de l'experiment Microlensing Observations in Astrophysics (MOA). OGLE utilitza un telescopi d'1,3 metres a Xile operat per la Universitat de Varsòvia, i MOA utilitza un telescopi d'1,8 metres a Nova Zelanda operat per la Universitat d'Osaka. Com que les dues enquestes de microlents van capturar el mateix objecte, té dos noms: MOA-2011-BLG-191 i OGLE-2011-BLG-0462, o OB110462, per abreujar.

L'equip liderat per Casey Lam i Jessica Lu a la UC Berkeley va estimar que el forat negre estel·lar darrere de l'esdeveniment es troba entre 2.280 i 6.260 anys llum del centre de la Via Làctia, al braç espiral Carina-Sagittarius de la nostra galàxia. També estima que la massa de l'objecte compacte invisible és entre 1,6 i 4,4 vegades la del Sol (com més massiu és l'objecte, més fort és l'efecte de lents, de manera que podem mesurar-ne la massa). Per tant, els astrofísics són prudents perquè podria ser una estrella de neutrons o un forat negre.

Però els membres de l'altre equip, dirigit per Kailash Sahu del Space Telescope Science Institute (Maryland) a partir de les mateixes dades però també d'observacions del telescopi Hubble, estan més segurs de les seves afirmacions. Per als seus membres, l'objecte compacte es troba a uns 5.153 anys llum de distància i sobretot tindria una massa d'unes 7,1 vegades la del Sol. Aquesta vegada, l'objecte és massa pesat per ser una estrella de neutrons segons la teoria d'aquests objectes, i la hipòtesi més probable és que es tracti de fet d'un forat negre i no d'una altra estrella exòtica encara desconeguda.

L'equip de Sahu estima que el forat negre aïllat es mou per la galàxia a una velocitat vertiginosa de 160.000 quilòmetres per hora, prou ràpid per viatjar de la Terra a la Lluna en menys de tres hores!.

Aquest descobriment permet als astrònoms estimar estadísticament que el forat negre de massa estel·lar aïllat més proper a la Terra podria estar tan a prop com a 80 anys llum de distància.

Clic per engrandir. El cel ple d'estrelles d'aquesta foto del telescopi espacial Hubble està en direcció al centre galàctic. La llum de les estrelles es controla per veure si un canvi en la seva brillantor aparent és causat per un objecte en primer pla que passa a la deriva. La deformació de l'espai per part de l'intrús augmentaria momentàniament l'aparença lluminosa d'una estrella de fons, un efecte anomenat microlent gravitacional. Un d'aquests esdeveniments s'il·lustra als quatre primers plans següents. La fletxa assenyala una estrella que s'ha "il·luminat" momentàniament, tal com la va capturar per primera vegada el Hubble l'agost de 2011. Això va ser causat per un forat negre en primer pla que va derivar davant de l'estrella, al llarg de la nostra línia de visió. L'estrella s'il·lumina i després torna a la seva lluminositat normal un cop passat el forat negre. Com que un forat negre ni emet ni reflecteix llum, no es pot observar directament. Però la seva empremta digital única al teixit de l'espai es pot mesurar mitjançant aquests esdeveniments de microlents. Crèdit: NASA, ESA, K. Sahu (STScI), J. DePasquale (STScI).
 
 
 
Ho he vist aquí.