La Juno observa sals i compostos orgànics a la superfície de Ganímedes

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge ampliada de la lluna joviana Ganímedes va ser obtinguda pel generador d'imatges JunoCam a bord de la nau espacial Juno de la NASA durant el sobrevol de la lluna gelada el 7 de juny de 2021. Les dades d'aquesta passada s'han utilitzat per detectar la presència de sals i compostos orgànics a Ganímedes. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Kalleheikki (CC BY)

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge de la complexa superfície de la lluna Ganímedes de Júpiter va ser presa per la missió Juno de la NASA durant una passada propera al juny de 2021. En l'aproximació més propera, la nau espacial es va acostar a tan sols 1,046 quilòmetres de la superfície de Ganímedes. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Kalleheikki (CC BY). Processament: Thomas Thomopulos (CC BY).

Les dades recollides per la missió Juno de la NASA indiquen que un passat salobre podria estar bombollejant a la superfície de la lluna més gran de Júpiter.

La missió Juno de la NASA ha observat sals minerals i compostos orgànics a la superfície de la lluna Ganímedes de Júpiter. Les dades per a aquest descobriment van ser recollides per l'espectròmetre Jovian InfraRed Auroral Mapper (JIRAM) a bord de la nau espacial durant un sobrevol proper de la lluna gelada. Les troballes, que podrien ajudar els científics a comprendre millor l'origen de Ganímedes i la composició del seu oceà profund, es van publicar el 30 d'octubre a la revista Nature Astronomy.

Ganímedes, més gran que el planeta Mercuri, és la més gran de les llunes de Júpiter i des de fa temps ha despertat gran interès entre els científics a causa del vast oceà intern d'aigua que s'amaga sota la seva escorça gelada. Les observacions espectroscòpiques realitzades anteriorment per la nau espacial Galileo de la NASA i el telescopi espacial Hubble, així com pel Very Large Telescope de l'Observatori Europeu Austral (ESO) apuntaven a la presència de sals i compostos orgànics, però la resolució espacial d'aquestes observacions era massa baixa per poder determinar-ho.

Clic per engrandir. Les dades processades de l'espectròmetre Jovià InfraRed Auroral Mapper (JIRAM) a bord de la missió Juno de la NASA se superposen a un mosaic d'imatges òptiques de les naus espacials Galileo i Voyager de l'agència que mostren terreny acanalat a la lluna Ganímedes de Júpiter. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/SwRI/ASI/INAF/JIRAM/Brown University

El 7 de juny de 2021, Juno va sobrevolar Ganímedes a una altitud mínima de 1.046 quilòmetres. Poc després del moment de màxima aproximació, l'instrument JIRAM va adquirir imatges infraroges i espectres infrarojos (essencialment les empremtes químiques dels materials, basades en com reflecteixen la llum) de la superfície lunar. Construït per l'Agència Espacial Italiana (Agenzia Spaziale Italiana), JIRAM va ser dissenyat per captar la llum infraroja (invisible a simple vista) que emergeix de les profunditats de Júpiter, sondejant la capa meteorològica situada entre 50 i 70 quilòmetres per sota dels cims de els núvols del gegant gasós. Però l'instrument també s'ha utilitzat per oferir informació sobre el terreny de les llunes Io, Europa, Ganímedes i Cal·listo (conegudes col·lectivament com les llunes galileanes en honor al seu descobridor, Galileu).

Les dades JIRAM de Ganímedes obtingudes durant el sobrevol van assolir una resolució espacial sense precedents per a l'espectroscòpia infraroja: més de 1 quilòmetre per píxel. Amb ella, els científics de Juno van poder detectar i analitzar les característiques espectrals úniques de materials diferents del gel d'aigua, com ara clorur de sodi hidratat, clorur d'amoni, bicarbonat de sodi i, possiblement, aldehids alifàtics.

"La presència de sals amoniacades suggereix que Ganímedes podria haver acumulat materials prou freds per condensar amoníac durant la seva formació", explica Federico Tosi, coinvestigador de Juno a l'Institut Nacional d'Astrofísica de Roma i autor principal de l'article. "Les sals de carbonat podrien ser restes de gels rics en diòxid de carboni".

Exploració d'altres mons jovians

Models anteriors del camp magnètic de Ganímedes van determinar que la regió equatorial de la lluna, fins a una latitud d'uns 40 graus, està protegida del bombardeig energètic d'electrons i ions pesats creat per l'infernal camp magnètic de Júpiter. És ben sabut que la presència d'aquests fluxos de partícules afecta negativament les sals i els compostos orgànics.

Durant el sobrevol de juny de 2021, JIRAM va cobrir un estret rang de latituds (10 graus nord a 30 graus nord) i un rang més ampli de longituds (menys 35 graus est a 40 graus est) a l'hemisferi orientat cap a Júpiter.

"Trobem la major abundància de sals i orgànics als terrenys foscos i brillants en latituds protegides pel camp magnètic", va dir Scott Bolton, investigador principal de Juno del Southwest Research Institute a San Antonio. "Això suggereix que estem veient les restes d´una salmorra oceànica profunda que va assolir la superfície d´aquest món gelat".

Ganímedes no és l'únic món jovià pel que ha passat Juno. La lluna Europa, de la qual es creu que alberga un oceà sota la seva escorça gelada, també va estar sota la mirada de Juno, primer a l'octubre del 2021 i després al setembre del 2022. Ara és el torn de Io. El proper acostament a aquest món volcànic està previst per al 30 de desembre, quan la nau s'acostarà a 1.500 quilòmetres de la superfície de Io.

Més informació sobre la missió

El Laboratori de Propulsió a Jet de la NASA, una divisió de Caltech a Pasadena, Califòrnia, gestiona la missió Juno per a l'investigador principal, Scott Bolton, del Southwest Research Institute a San Antonio. Juno forma part del Programa Noves Fronteres de la NASA, que es gestiona al Centre Marshall de Vols Espacials de la NASA a Huntsville, Alabama, per a la Direcció de Missions Científiques de l'agència a Washington. L'Agència Espacial Italiana (ASI) va finançar el Jovian InfraRed Auroral Mapper. Lockheed Martin Space, de Denver, va construir i opera la nau.

Més informació sobre la missió Juno fent un clic aquí.

Ho he vist aquí.

La partícula d'alta energia "Amaterasu" (deessa del sol) obre noves possibilitats per a la física

La partícula d'alta energia "Amaterasu" (deessa del sol) obre noves possibilitats per a la física  i entusiasma els científics,

La il·lustració mostra corrents de partícules d'alta energia que travessen l'atmosfera terrestre des del cel. (Crèdit: Osaka Metropolitan University/L-INSIGHT, Kyoto University/Ryuunosuke Takeshige)

Al llarg dels anys, els científics han aconseguit revelar l‟existència d‟un bon nombre de partícules intrigants, fent avançar tot el camp de la física amb cada descobriment. Per exemple, la “partícula de Déu”, el bosó de Higgs, que confereix massa a totes les altres partícules. També hi ha l'anomenada partícula "Oh, Déu meu!", un raig còsmic inimaginablement energètic.

Però ara tenim una nova partícula a la ciutat. Es diu "deessa del sol" i és extraordinàriament apropiada.

Aquesta partícula té un nivell d'energia un milió de vegades superior al que es pot generar fins i tot en els acceleradors de partícules més potents de la humanitat; sembla que ha caigut a la Terra en una pluja d'altres partícules menys energètiques. Igual que la partícula "Oh, Déu meu!", aquestes partícules procedeixen de regions llunyanes de l'espai i es coneixen com a raigs còsmics. La partícula ha estat anomenada "Amaterasu" per Amaterasu Ōmikami, la deessa del sol i de l'univers en la mitologia japonesa, el nom de la qual significa "que brilla al cel".

I igual que la seva homònima mitològica està envoltada de misteri, també ho és la partícula Amaterasu. Els seus descobridors, entre ells l'investigador de la Universitat Metropolitana d'Osaka Toshihiro Fujii, no saben d'on procedeix ni què és. Tampoc no estan segurs de quin tipus de procés violent i poderós podria haver donat lloc a una cosa tan energètica com Amaterasu.

"Es tracta de la partícula carregada més energètica mai detectada per l'experiment Telescope Array", va declarar Fujii a Space.com.

L'esperança és que, igual que a Amaterasu se li atribueix la creació del Japó segons la tradició sintoista, la partícula Amaterasu pugui ajudar a crear una branca completament nova de l'astrofísica d'altes energies.

La partícula "Oh, Deessa meva!

Per començar, els raigs còsmics d'alta energia són extremadament rars, però Fujii afirma que la partícula Amaterasu té un nivell d'energia mai vist als 30 anys de deteccions de raigs còsmics.

De fet, quan els investigadors van detectar Amaterasu amb l'experiment Telescope Array -en què participen 507 detectors repartits en 699 quilòmetres quadrats (270 milles quadrades) de l'alt desert del comtat de Millard, a Utah-, van pensar inicialment que la detecció havia de tractar-se de algun tipus d'error.

"Vaig pensar que seria un error o una fallada meva, però després de comprovar els detalls del succés, em va entusiasmar comprovar que no es tractava d'un error", va declarar Fujii. "Personalment m'entusiasma haver trobat un nou misteri en la ciència per resoldre", va dir també.
 
Avistada per primera vegada per l'experiment Telescope Array el 27 de maig de 2021, la partícula Amaterasu exhibeix una energia de 224 exa-electronvolts (EeV). Per al "premi", un EeV equival a 10¹⁸ electrovolts. Això situa Amaterasu en un nivell d'energia similar al del raig còsmic més energètic mai descobert, sí, és la partícula "Oh Déu meu!", que va ser detectada l'octubre de 1991 per la càmera Fly's Eye a Dugway Proving Ground, Utah. Aquesta darrera tenia una energia de 320 EeV.

"La partícula Amaterasu hauria de ser un missatger important de l'univers sobre fenòmens extremadament energètics, però necessitem desentranyar l'origen d'aquesta misteriosa partícula", va explicar Fujii.

No hi ha cap objecte astrofísic, ni cap esdeveniment còsmic, en la direcció de la qual sembla procedir la partícula de la deessa del Sol. Per això els científics no tenen gaire clar què va conduir a la seva creació. Però, encara que els orígens de la partícula Amaterasu siguin actualment desconeguts, Fujii té algunes vies de recerca per seguir. És important destacar que algunes d'aquestes idees es podrien estendre més enllà del Model Estàndard de la física de partícules, que és el millor esbós que tenim del zoo de partícules de l'univers i com interactuen entre si cadascuna d'aquestes partícules.

Clic a la imatge per engrandir. Després de seguir la trajectòria del raig, no n'han trobat la font original (Universitat Metropolitana d'Osaka/Universitat de Kyoto)

"Una possibilitat és que la partícula hagi estat accelerada per fenòmens extremadament energètics, com una explosió de raigs gamma o un raig procedent d'un forat negre supermassiu que s'alimenta al centre de nuclis galàctics actius", explica Fujii. "Una altra possibilitat és la creació en un escenari exòtic, com ara la desintegració de matèria fosca superpesada, una nova partícula, procedent d'una física desconeguda més enllà del Model Estàndard".

L'equip porta caçant raigs còsmics amb l'experiment Telescope Array a Utah des del 2008, i ara ho continuarà fent amb una sensibilitat quatre vegades més gran gràcies al projecte recent actualitzat. També esperen que altres observatoris de nova generació se sumin a l'acció dels raigs còsmics per ajudar els científics a embarcar-se en una investigació més detallada de la partícula Amaterasu.

"Personalment, estic entusiasmat per haver trobat un nou misteri a la ciència a resoldre", conclou Fujii.

La investigació de l'equip es va publicar el 24 de novembre a la revista Science.

Ho he vist aquí.

Una col·lisió colossal

Com seria si poguéssim asseure'ns i veure com col·lisionen dos forats negres supermassius? Aquesta simulació realitzada amb models informàtics avançats mostra el que podria passar.

Aquí veiem dos forats negres supermassius, que tenen entre milions i milers de milions de vegades la massa del Sol, adreçant-se a una col·lisió.

Al principi d'aquesta animació, veiem el gas incandescent que envolta dos forats negres. El gas està ombrejat en taronja i porpra, i es troba fortament enrotllat al voltant de cadascun dels forats negres. Cadascun té una cua de gas, semblant a una coma. A mesura que avança l'animació, la càmera es desplaça per veure els dos forats negres gairebé alineats i després retrocedeix per veure el fons del sistema. En inclinar la vista, els efectes gravitatoris dels forats negres del centre fan que la llum es doblegui com un mirall de fira. Crèdit: NASA Goddard Space Flight Center/Scott Noble; dades de simulació, d'Ascoli et al. 2018

Ho he vist aquí.

Hubble & James Webb, una bona societat

Els telescopis de la NASA Hubble i Webb van unir les seves forces per obtenir una de les vistes més acolorides del nostre univers... de tots els temps.

Es tracta d'un cúmul de galàxies anomenat MACS0416, situat a la barbaritat de 4.300 milions d'anys llum.

Mitjançant els colors de la imatge podem obtenir més informació sobre les distàncies entre galàxies. Les galàxies de colors més blaves estan relativament a prop i solen mostrar una intensa formació estel·lar, que s'observa millor amb el Hubble, mentre que les galàxies més vermelles tendeixen a estar més allunyades, o bé contenen molta pols, com va detectar Webb.

Els detalls sorprenents i informació que aquí s'ofereixen només són possibles gràcies a la combinació de la potència dels dos telescopis espacials, amb les dades en llum visible del Hubble i les observacions en infraroig del Webb.

Clic a la imatge per engrandir. Un camp de galàxies sobre el fons negre de l'espai. Al centre, d'esquerra a dreta, hi ha una col·lecció de dotzenes de galàxies espirals i el·líptiques groguenques que formen un cúmul de galàxies en primer pla. Formen una línia aspra i plana al llarg del centre. Entre elles hi ha trets lineals distorsionats, que la majoria semblen seguir cercles concèntrics invisibles que es corben al voltant del centre de la imatge. Els trets lineals es creen quan la llum duna galàxia de fons es corba i magnifica a través de lents gravitacionals. Al centre a l'esquerra, un exemple particularment prominent s'estén verticalment unes tres vegades la longitud d'una propera galàxia. Una varietat de galàxies de colors brillants, vermelles i blaves, de diverses maneres, estan disperses per la imatge, fent que sembli densament poblada. A prop del centre hi ha dues galàxies diminutes en comparació del cúmul de galàxies: una espiral de vora molt vermella i una espiral de front molt blava, que proporcionen un cridaner contrast de color. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, Jose M. Diego (IFCA), Jordan C. J. D'Silva (UWA), Anton M. Koekemoer (STScI), Jake Summers (ASU), Rogier Windhorst (ASU), Haojing Yan (University of Missouri).

Ho he vist aquí.

Estem fets de pols d'estrelles?

Segurament heu sentit l'expressió "estem fets de pols d'estrelles". És un mite o una realitat? Un equip d'astrònoms, que es va emprendre a seguir el rastre d'aquesta pols, va tornar a les seves fonts. Sens dubte, el 97% dels nostres milers de milions d'àtoms provenen del cosmos.

Clic a la imatge per engrandir. Estem fets de pols d'estrelles? Aquí, la regió de formació estel·lar NGC 3603. Aquests centenars d'estrelles acabades de néixer han agregat el gas i la pols al seu voltant com ho va fer el nostre Sol fa 4.600 milions d'anys. Crèdit: NASA, ESA, Hubble Heritage (STScI/AURA)

L'expressió “pols d'estrelles", presa per Hubert Reeves pel títol d'un dels seus llibres més famosos, és originaria de Carl Sagan. A la seva sèrie Cosmos, va declarar l'astrobiòleg  “el nitrogen al nostre ADN, el calci de les nostres dents, el ferro de la nostra sang, el carboni dels nostres pastissos de poma es van fer dins d'estrelles col·lapsades. Estem fets de pols d'estrelles".

De fet, com mostren les investigacions recents sobre la genealogia de la matèria que ens forma a tots nosaltres, i que òbviament inclou tots els éssers vius (i també tot el que ens envolta, el mateix planeta així com tots els altres cossos del Sistema Solar), estem formats per àtoms forjats a través de diferents esdeveniments còsmics que han marcat els 13.800 milions d'anys d'història de l'univers.

Per veure amb més claredat els diferents processos que han configurat els àtoms que ens envolten (i fins a quin punt), Jennifer A. Johnson, de la Universitat d'Ohio, va tenir la idea de tornar a visitar la famosa taula periòdica dels elements químics. Molts d'ells tenen, és cert, una gènesi estel·lar, però, en la seva adaptació, l'astrònoma crida l'atenció sobre les diferents condicions necessàries per produir-les.

Clic a la imatge per engrandir. De quines estrelles prové el nostre carboni, ferro, nitrogen, etc..? Jennifer Johnson proposa una nova lectura de la taula periòdica per veure-la més clarament. L'astrònoma va localitzar la font de la majoria dels elements químics perquè sí, aquests es van produir en diferents condicions. Llavors, d'on provenen? En blau fosc: del Big Bang; en taronja: de la fusió d'estrelles de neutrons; en groc: la mort d'estrelles de poca massa; en rosa: raigs còsmics; en verd: estrelles massives que exploten en supernoves; en blau clar: explosions de nanes blanques. Crèdit: Jennifer Johnson.

Supernoves, explosions de nanes blanques: d'on provenen els nostres àtoms?

De fet, l'alquímia no és la mateixa segons les condicions de producció. Així, els elements poden provenir de:

• Del Big Bang  (en blau fosc a la taula anterior) pel que fa a l'hidrogen (H) i a una gran part de l'heli (He). Molt abundants al cosmos, són la matèria primera dels altres elements de la taula periòdica, que només posteriorment es van poder crear en les calderes de les estrelles més o menys massives.
  
  
• D'estrelles massives que exploten en supernoves, un procés violent (en verd a la taula anterior) que marca, per exemple, l'oxigen (O), el sodi (Na), el fluor (F), el magnesi (Mg), el neó (Ne).
  
  
• De la mort d'estrelles molt menys massives (groc a la taula anterior), com ara el Sol. Aquests, que exhalen lentament després d'una existència de diversos milers de milions d'anys, són la font d'una gran part del carboni (C), nitrogen (N), liti (Li), etc. que conté el nostre cos.
  
  
• D'explosions de nanes blanques (en blau clar a la taula anterior), que són els principals responsables del ferro (Fe), crom (Cr), del vanadi (V), coure (Cu) o fins i tot el zinc (Zn).
   
• De la fusió d'estrelles de neutrons (en taronja a la taula), molt compactes, que generaven principalment elements com el bismut (Bi), el poloni (Po), el radó (Rn), el franci (Fr) i aproximadament la meitat del ruteni (Ru), del cadmi (Cd), de l'antimoni (Sb), tel·luri (Te), tàntal (Ta), el tungstè (W), etc...
   
• De la radiació còsmica (en rosa a la taula), que és menys freqüent. Això afecta a tot el bor (B), beril·li (Be) que trobem al sistema solar i també una petita part del liti (Li).

Tots els nostres àtoms són el 97% d'origen estel·lar.

Aleshores, d'on provenen els aproximadament 7.000 milions de milions d'àtoms (7 × 10²⁷ àtoms) que ens formen? Quantes supernoves diferents, fusions d'estrelles de neutrons, de raigs còsmics vinguts de l'altre extrem de la Via Làctia i més enllà ? Elaborats a la nostra galàxia, al llarg de les seves rotacions i també de les seves (i nombroses) fusions amb altres, que van començar fa més de 13.000 milions d'anys, aquests àtoms tenen, doncs, múltiples orígens.

Es van formar fa més o menys temps en llocs més o menys allunyats del núvol molecular on es van trobar atrapats i que va donar a llum al nostre Sol, fa 4.600 milions d'anys (aquest núvol es va formar per col·lapse de matèria després de l'explosió d'una supernova... Un esdeveniment pare del nostre Sistema Solar anomenat Coatlicue).

Els elements essencials per a la química de la vida es troben al centre de la galàxia

Amb diversos col·legues de l'estudi SDSS, Jennifer Johnson va ser coautora d'un estudi que confirma que tots els nostres àtoms són el 97% d'origen estel·lar. "Gràcies a aquestes dades, podem determinar quan i on la vida tenia els elements necessaris per sorgir a la nostra galàxia", també va declarar.

És, doncs, al centre de la Via Làctia on es troben els elements essencials de la química de la vida generada per estrelles com el nostre Sol són les més concentrades. "Ara tenim una cronologia de les zones habitables de la Via Làctia".

Ho he vist aquí.

Els oposats s'atreuen.

Tots els ulls són a Júpiter després d'assolir l'oposició, que passa quan el planeta i el Sol són a costats oposats del cel. Capturat aquí en longituds d'ona ultraviolada, el telescopi Hubble de la NASA veu al gegant gasós en tons de blau, rosa i porpra, invisibles per a l'ull humà. Els científics utilitzen longituds d'ona ultraviolada per continuar estudiant els sistemes de tempestes de Júpiter, cartografiant els núvols d'aigua profunda que defineixen l'atmosfera de Júpiter.

Els núvols al tempestuós Júpiter són molt més alts del que els científics van predir, amb uns 100 km per sota dels cims dels núvols, la icònica Gran Taca Vermella (aquí en blau ultraviolat) s'estén més de 350 km per sota dels pics més alts.

Clic a la imatge per engrandir. El planeta Júpiter amb les bandes de núvols en tons de rosa, vermell rovellat, blau i porpra. La Gran Taca Vermella és d'un blau marí profund, envoltat de bandes i remolins de color rosa i blau clar. Crèdit: NASA, ESA, i M. Wong (University of California - Berkeley); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)⁣⁣.

 

 

 

Ho he vist aquí.

Fent treballar la vista

Avui us portem un nou joc visual "Descobrint el cercle"

Heu d'intentar comptar el nombre de cercles que hi ha a la imatge.

Els cercles:

 Vist al perfil de Physics Loverz  @physicsloverz

Tens una bona mà?

Una nebulosa de vent púlsar s'assembla a una mà fantasmal en una imatge composta captada pel telescopi de raigs X Chandra de la NASA i el Visor de polarimetria de raigs X (IXPE). El púlsar, una estrella de neutrons densa de gir ràpid, es pot veure com un punt blanc brillant prop de la base del palmell. La nova combinació amb IXPE revela els "ossos" del camp magnètic d'aquesta estructura notable. IXPE va observar aquest púlsar, MSH 15-52, durant 17 dies, el major temps que ha observat un sol objecte des del seu llançament el desembre del 2021.

La segona imatge mostra el mapa del camp magnètic a MSH 15-52. En aquesta imatge, les línies rectes curtes representen els mesuraments de polarització d'IXPE, mapejant la direcció del camp magnètic local. Les "barres" taronges marquen les mesures més precises, seguides de barres cian i blaves amb mesuraments menys precises. Les complexes línies de camp segueixen el "canell", el "palmell" i els "dits" de la mà, i probablement ajuden a definir les estructures esteses similars a dits. 

Clic a la imatge per engrandir. Una imatge composta d'una nebulosa de vent de púlsar, que s'assembla molt a una fantasmagòrica mà porpra amb les puntes dels dits brillants. Les tres puntes més llargues dels dits de la mà apunten cap a la part superior dreta, o la 1:00 a l'esfera d'un rellotge. Allà, un petit núvol clapejat de color taronja i groc sembla centellejar o brillar com brases. Aquest núvol taronja forma part de les restes de l'explosió de la supernova que va crear el púlsar. El fons d'estrelles va ser captat en llum infraroja. Crèdit: Raigs X: Chandra (NASA/CXC/Stanford Univ./R. Romani et al.), NASA/MSFC (IXPE); Infraroig: NASA/JPL-Caltech/DECaPS; Processament d'imatge: NASA/CXC/SAO/J. Schmidt⁣.

La quantitat de polarització –indicada per la longitud de la barra– és notablement alta, assolint el nivell màxim esperat a partir del treball teòric. Per assolir aquesta intensitat, el camp magnètic ha de ser molt recte i uniforme, cosa que significa que hi ha poca turbulència en aquestes regions de la nebulosa de vent del púlsar.

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge és igual que la primera, aquesta vegada amb els vectors del camp magnètic en taronja, cian i blau. La seva col·locació segueix l'estructura de la mà, cosa que indica la precisió dels mesuraments. Crèdit: Raigs X: Chandra (NASA/CXC/Stanford Univ./R. Romani et al.), NASA/MSFC (IXPE); Infraroig: NASA/JPL-Caltech/DECaPS; Processament d'imatge: NASA/CXC/SAO/J. Schmidt⁣.

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C77

Més coneguda com a Centaure A, Caldwell 77 és la galàxia activa més propera a la Terra.

Clic a la imatge per engrandir. Vista parcial de Caldwell C77. Crèdit: NASA, ESA, i the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Col.laboració; Agraïments: R. O’Connell (University of Virginia) i el WFC3 Scientific Oversight Committee.

Caldwell 77, també catalogada com a NGC 5128 i comunament anomenada Centaurus (Centaure) A, és una peculiar galàxia el·líptica. Pel que sembla, Centaure A és el resultat d'una col·lisió entre dues galàxies d'altra banda normals, que va donar lloc a una fantàstica barreja de cúmuls estel·lars i imponents i foscos carrils de pols. A prop del centre de la galàxia, les restes còsmiques són consumides constantment per un forat negre supermassiu central, cosa que converteix Centaure A en el que els astrònoms anomenen una galàxia activa. Com en altres galàxies actives, el procés d'alimentació del forat negre genera ràfegues de llum de ràdio, raigs X i raigs gamma.

Clic a la imatge per engrandir. La imatge del Hubble (a la dreta), que mostra pols i estrelles a prop del centre de Centaure A, és una combinació d'observacions en llum visible preses per la Wide Field and Planetary Camera 2 (Càmera Planetària i de Gran Camp 2) el 1997 i el 1998. El contorn verd de la imatge terrestre de l'Observatori Nacional d'Astronomia Òptica (NOAO) (a dalt a l'esquerra) mostra l'àrea coberta per la imatge del Hubble. Crèdit: Imatge terrestre: NOAO; imatge del Hubble: E.J. Schreier (STScI) i NASA; Membres de l'equip: E.J. Schreier, A. Marconi, D. Axon, N. Caon, i D. Macchetto (STScI).

"Només" a uns 11 milions d'anys-llum de distància (no gaire lluny en termes còsmics), Centaure A és la galàxia activa més propera a la Terra. La galàxia té una amplada de 60.000 anys llum, però aquesta imatge del Hubble se centra en una regió d'uns 8.500 anys llum. La imatge combina observacions preses en llum visible, infraroja i ultraviolada amb la Wide Field Camera 3 (WFC3 Càmera de Gran Camp 3) del Hubble el 2010. Les observacions del Hubble de Centaure A han proporcionat informació sobre la formació estel·lar a la galàxia, abocant-se a regions típicament enfosquides per la pols i revelant la vibrant resplendor de joves cúmuls estel·lars blaus. Utilitzant la seva visió infraroja, el Hubble també va descobrir que un disc inclinat de gas calent de 130 anys llum de diàmetre envolta el forat negre al cor de Centaure A, que probablement subministra material a un disc d'acreció interior més petit que alimenta el forat negre. A més, els astrònoms han utilitzat el Hubble per sondejar les afores de la galàxia, descobrint que el vast halo d'estrelles de Centaure A s'estén molt més enllà del que s'havia imaginat.

Al 1986, Centaure A va atreure l'atenció del món quan l'astrònom aficionat Robert Evans va descobrir una supernova de tipus Ia en aquesta estranya galàxia. Aquest tipus de supernoves esclaten quan una estrella compacta, anomenada nana blanca, absorbeix material d'una estrella companya, cosa que provoca una reacció de fusió incontrolada que acaba detonant la nana blanca. Des de llavors, Centaure A només ha produït una altra supernova coneguda, observada el 2016.

Centaure A va ser descoberta per l'astrònom James Dunlop el 1826. És la cinquena galàxia més brillant del cel, cosa que la converteix en un objectiu ideal per als astrònoms aficionats. S'observa millor des de l'hemisferi sud a la tardor i es troba a la constel·lació del Centaure. Els observadors de l'hemisferi nord s'hauran de situar el més al sud possible i buscar la galàxia a baixa altura al cel austral a finals de primavera. Amb una magnitud de 6,7, és visible amb prismàtics, però es recomana un telescopi per a una visió ideal. A través d'un telescopi, la galàxia apareixerà gairebé circular, amb el prominent carril de pols fosc creuant el centre.

Clic a la imatge per engrandir. La imatge infraroja de la part inferior dreta, presa per la Càmera d'Infraroig Proper i Espectròmetre Multiobjecte (NICMOS) del Hubble, mostra el nucli brillant de Centaure A (regió blanca brillant) amb un aparent disc de gas calent incandescent (taques vermelles immediatament a dalt a l'esquerra i a baix a la dreta del nucli). A l'esquerra, un quadrat blanc a la imatge de la Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2) del centre de Centaure A mostra l'àrea coberta per la imatge NICMOS. Crèdit: E.J. Schreier (STScI) i NASA; Membres de l'equip: Ethan J. Schreier, Alessandro Marconi, David J. Axon, Nicola Caon, Duccio Macchetto (STScI), Alessandro Capetti (Osservatori Astronomico di Torino, Itàlia), James H. Hough, Stuart Young (Universitat d'Hertfordshire, Reino Unit), i Chris Packham (Grup Isaac Newton, Illes Canàries, Espanya).

Per a més informació sobre les observacions del Hubble de Caldwell 77, vegeu:

- Tempesta d'estrelles a la galàxia activa Centaure A

- El Hubble proporciona múltiples punts de vista sobre com alimentar un forat negre

- El Hubble traça l'halo d'una galàxia amb més precisió que mai

C77 al web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del blog

La Orada com no l'havies vist abans.

El telescopi espacial Hubble capta un escull còsmic a 163.000 anys llum de la Terra, a la constel·lació de la Orada. Aquestes nebuloses formen part d'una vasta regió de formació estel·lar, el  Gran Núvol de Magalhães, una galàxia satèl·lit de la Via Làctia plena d'estrelles massives.

Les estrelles properes al centre de la imatge tenen entre 10 i 20 vegades la mida del nostre Sol, i la seva radiació intensa escalfa els gasos densos que les envolten, com l'oxigen que es veu en blau clar, fins a 11.000 °C. L'hidrogen i el nitrogen tenen temperatures relativament més baixes i es veuen vermelles. La nebulosa de la part inferior esquerra es va crear a partir d'una estrella 200.000 vegades més brillant que el nostre Sol, que va expulsar gas en una sèrie d'erupcions.

Clic a la imatge per engrandir.  A la part inferior esquerra de la imatge apareix un anell blau brillant, lleugerament difuminat en totes direccions, amb un petit punt blau al centre. Ones de gas vermelles i taronges ondulen, arquejant-se de dalt a l'esquerra. Al mar vermell apareix un centre blau clar i diversos punts blancs brillants. Crèdit: NASA, ESA, STScI.

Clic a la imatge per engrandir. A la part superior dreta, un gas blau fosc emana de la negror de l'espai. Crèdit: NASA, ESA, STScI.

Clic a la imatge per engrandir. Fusió de les dues imatges anteriors. Crèdit: NASA, ESA, STScI, Sci-Bit.

Ho he vist aquí.

El doll impulsat per un forat negre a la galàxia M87 fa explotar estrelles

El sorprenent descobriment desconcerta els astrònoms.

Clic a la imatge per engrandir. Un estudi revela que el forat negre situat al centre de la galàxia M87 (a la imatge) alimenta un potent doll de gas que provoca explosions estel·lars a la galàxia. Crèdit: Sophia Dagnello, NRAO/AUI/NSF.

Un estudi suggereix que un doll de gas a gran velocitat procedent de la galàxia M87 està provocant noves estel·lars, i ningú no sap com.

Una nova es produeix després que una estrella densa coneguda com a nana blanca rep gas d'una estrella en òrbita (SN: 2/12/21). Quan la intensa gravetat de la nana blanca estreny el gas, aquest s'escalfa i explota, però les dues estrelles sobreviuen a la violència. De fet, al llarg de milions d'anys, la mateixa estrella es converteix en nova una vegada i una altra. Observacions recents indiquen que aquestes erupcions van forjar gran part, i potser la major part, del subministrament de l'univers del valuós metall liti.

Les noves esclaten a la nostra galàxia i en altres, com l'el·líptica gegant M87, el doll de gas del qual en ràpid moviment és impulsat pel forat negre situat al centre de la galàxia. Ara, les dades del telescopi espacial Hubble mostren que hi ha un excés d'aquestes explosions al llarg del raig de M87, segons informen els investigadors en un estudi enviat el 28 de setembre a arXiv.org.

Alec Lessing, estudiant de la Universitat de Stanford, Michael Shara, astrònom del Museu Americà d'Història Natural de Nova York, i els seus col·legues van utilitzar el telescopi per localitzar 135 esclats de noves a M87, el doll del qual té molts milers d'anys llum de longitud. La galàxia en si es troba a 54 milions d'anys-llum de la Terra, al cor del cúmul de galàxies més proper, anomenat Verge.

Després d'identificar les explosions de les noves, l'equip va traçar la posició a la galàxia. "Era sorprenent", diu Shara. "Les noves semblaven estar alineades preferentment amb el doll".

En dividir la galàxia en 10 sectors iguals, els astrònoms van descobrir que s'havien produït 25 explosions al llarg del doll, davant només entre 10 i 16 en cadascun dels altres sectors de la galàxia. Segons els investigadors, la probabilitat que es tracti d'una casualitat estadística només és del 0,3%.

Clic a la imatge per engrandir. El telescopi espacial Hubble va prendre aquesta imatge composta de la galàxia M87 i el doll de gas en ràpid moviment, que té molts milers d'anys llum de longitud. Crèdit: NASA, El Hubble Heritage Team/STScI/AURA.

"Em va sorprendre molt", afirma Massimo Della Valle, astrònom de l'Istituto Nazionale di Astrofisica, que no va participar al nou estudi. "Si aquests objectes són nous, el doll ha de ser-ne responsable d'alguna manera".

Potser, diu, el doll empeny gas interestel·lar sobre estrelles nanes blanques en sistemes de noves, augmentant la quantitat de material que s'acumula a la superfície de les estrelles. Com a resultat, les nanes blanques exploten amb més freqüència del que ho farien altrament, cosa que explica l'excés d'esclats de noves al llarg del doll.

Segons Shara, el doll en si no sembla subministrar prou gas o radiació per explicar les explosions. "El doll és el culpable, però no sabem per què ni com", afirma. "D'alguna manera, està provocant que les noves siguin més freqüents en aquest sector, però no sabem si és perquè està desencadenant les noves d'alguna manera o perquè està donant a llum les noves -fent que hi hagi més noves allà- o per algun un altre procés".

A la recerca de pistes addicionals, Shara espera utilitzar el Hubble per examinar altres galàxies que s'assemblin a M87, per veure si els seus dolls també van acompanyats d'aquestes erupcions.

Ho he vist aquí.

Dos telescopis espacials de la mà

La galàxia NGC 5068. La barra blanca brillant de totes dues imatges és una densa regió d'estrelles madures. La imatge en infraroig proper del James Webb forma part d'una campanya científica per aprendre més sobre la formació estel·lar a les regions gasoses de les galàxies properes. Mentrestant, el Hubble treballa en tàndem amb el Webb, proporcionant una vista única en llum ultraviolada, visible i infraroja propera.

Clic a la imatge per engrandir. Imatge del Webb a l'infraroig proper de la galàxia espiral barrada NGC 5068, que mostra el seu nucli i part d'un braç espiral. Milers i milers d'estrelles diminutes, que es veuen com motes blanques, omplen el quadre. Les estrelles són més denses a la barra blanquinosa que forma el nucli, que es veu al quadrant superior esquerre, i menys denses a mesura que s'allunyen cap al braç. Els núvols de gas, representats en vermell brillant, segueixen el gir de la galàxia i el braç espiral. Crèdit: ESA/Webb, NASA & CSA, J. Lee i el PHANGS-JWST Team.

Clic a la imatge per engrandir. Vista multilongitud d'ona de la galàxia NGC 5068 obtinguda pel Hubble. Taques de color rosa brillant i blanc blavós omplen la meitat inferior de la imatge. Una barra d'estrelles blanques brillant s'estén cap avall des del centre superior cap a l'esquerra. Zones aleatòries de núvols polsosos formen corrents foscos contra el fons brillant. Crèdit: NASA, ESA, R. Chandar (University of Toledo), i J. Lee (Space Telescope Science Institute). Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America).

Ho he vist aquí.

Una vegada i una altra

El sistema estel·lar Eta Carinae ofereix un seient a primera fila a una erupció estel·lar que continua expandint-se a velocitats de fins a 7,2 milions de km per hora. 

La "Gran Erupció" observada a la Terra al segle XIX va produir un dens parell de núvols esfèrics en costats oposats de les dues estrelles del sistema. Aquests núvols es denominen ara nebulosa de l'Homuncle. Aquesta imatge composta i el nou vídeo revelen importants indicis sobre la història volàtil d'Eta Carinae. Això inclou la ràpida expansió de l'anell i una feble capa de raigs X fora, desconeguda fins ara.

Clic a la imatge per engrandir. La nebulosa Homuncle es veu clarament en aquesta imatge composta. Les dades de l'observatori de raigs X Chandra de la NASA es mostren en taronja, i les dades de llum òptica del Hubble es mostren en blau, morat i blanc. L'explosió té forma de rellotge de sorra, o closca de cacauet, amb extrems bulbosos i un centre estret. La closca és de color malva translúcid, rivetejada de porpra. A l'interior, a l'estret centre, resplendeix una llum blanca brillant. Té la mateixa orientació que l'anell taronja de gas. Això indica que ambdues estructures tenen el mateix origen: la “Gran Erupció”, observada fa uns 180 anys. Crèdit Raigs X: NASA/SAO/GSFC/M. Corcoran et al; Crèdit imatge visible: NASA/ESA/STScI; Processament d'imatges: NASA/CXC/SAO/L. Frattare, J. Major, N. Wolk.

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta seqüència temporal d'observacions de raigs X de Chandra comença amb una imatge del 1999. En ella, una nebulosa bola blava neó amb un brillant nucli blanc està envoltada per un anell taronja oblong i irregular. La bola blava i blanca mostra raigs X procedents de dues estrelles massives, de 30 i 90 vegades la massa del nostre Sol. Aquestes estrelles estan massa a prop les unes de les altres per poder veure's per separat. L'anell oblong de gas taronja que les envolta està inclinat cap amunt a la dreta i cap avall a l'esquerra. Crèdit Raigs X: NASA/SAO/GSFC/M. Corcoran et al; Crèdit imatge visible: NASA/ESA/STScI; Processament d'imatges: NASA/CXC/SAO/L. Frattare, J. Major, N. Wolk.

El vídeo avança amb quatre imatges, amb dades del 2003, 2009, 2014 i 2020. A mesura que passen les imatges, la bola blava neó s'expandeix, però el nucli blanc sembla estable. Les taques que formen l'anell taronja de gas es desplacen i s'inflen, allunyant-se de les estrelles de l'interior de la bola blava i blanca.

Clic a la imatge per engrandir. Un enorme i ondulant parell de núvols de gas i pols són captats en aquesta impressionant imatge del Telescopi Espacial Hubble de la NASA de l'estrella supermassiva Eta Carinae. Eta Carinae va ser observada pel Hubble al setembre de 1995 amb la Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2 sigles en anglés de Càmera Planetària i de Gran Camp 2). Les imatges preses a través dels filtres vermell i ultraviolat proper es van combinar posteriorment per produir la imatge en color que es mostra. Va caldre una seqüència de vuit exposicions per cobrir l'enorme rang dinàmic de l'objecte: les taques d'ejecció externes són 100.000 vegades més febles que la brillant estrella central. Eta Carinae va patir un gegantí esclat fa uns 160 anys, quan es va convertir en una de les estrelles més brillants del cel austral. Tot i que l'estrella va alliberar tanta llum visible com l'explosió d'una supernova, va sobreviure a l'esclat. L'explosió va produir dos lòbuls i un disc equatorial gran i prim, tots movent-se cap a l'exterior a aproximadament 1 milió de quilòmetres per hora. Crèdit: Nathan Smith (University of California, Berkeley), NASA.

Ho he vist aquí.

Una óssa i la seva constel·lació

La constel·lació de l'Óssa Major acull una galàxia enorme d'uns 150.000 anys llum de diàmetre. Coneguda com a NGC 2481, aquesta galàxia es troba a 46 milions d'anys llum de la Terra i és 50.000 anys llum més gran que la nostra pròpia galàxia, la Via Làctia.

Clic a la imatge del Hubble per engrandir. Les estrelles blanques gairebé no són visibles cap al centre de la galàxia, d'on emana un nucli groc brillant. Braços en espiral amb línies de pols i estrelles blaves i porpres esquitxen la imatge per tot arreu. Crèdits: NASA, ESA, i el Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration. Agraiments: M. Crockett i S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O'Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), i el WFC3 (Càmera de Gran Camp 3) Scientific Oversight Committee.

Els científics amb prou feines han observat formació estel·lar nova en aquesta galàxia, per la qual cosa especulen que les joves estrelles blaves han consumit i eliminat tot el combustible necessari per al naixement d'estrelles. Les precursores de les joves estrelles blaves són les estrelles blanques de mitjana edat, que s'amunteguen al centre de la galàxia.
 

Ho he vist aquí.

El James Webb capta el flux supersònic d'una jove estrella

Els objectes Herbig-Haro (HH) són regions lluminoses que envolten les estrelles nounades, formades quan els vents estel·lars o els raigs de gas que brollen d'aquestes estrelles nounades formen ones de xoc que col·lisionen amb el gas i la pols propers a gran velocitat. Aquesta imatge de HH 211, presa pel telescopi espacial James Webb de la NASA, mostra el flux de sortida d'una protoestrella de classe 0, un anàleg infantil del nostre sol quan no tenia més de desenes de milers d'anys i una massa de només el 8% de la del Sol actual (amb el temps es convertirà en una estrella com el Sol).

Clic a la imatge per engrandir. El telescopi espacial James Webb de la NASA observa a l'infraroig proper i amb alta resolució Herbig-Haro 211 i revela detalls exquisits del flux de sortida d'una estrella jove, un anàleg infantil del nostre Sol. Els objectes Herbig-Haro es formen quan els vents estel·lars o raigs de gas que brollen de les estrelles nounades formen ones de xoc que xoquen a gran velocitat amb el gas i la pols properes. La imatge mostra amb un detall sense precedents una sèrie d'ones de xoc arquejades cap al sud-est (a baix a l'esquerra) i al nord-oest (a dalt a la dreta), així com l'estret raig bipolar que les impulsa. Les molècules excitades per les condicions turbulentes, entre les quals hi ha l'hidrogen molecular, el monòxid de carboni i el monòxid de silici, emeten llum infraroja, recollida per Webb, que traça l'estructura dels dolls. Crèdit: ESA/Webb, NASA, CSA, T. Ray (Institut d'Estudis Avançats de Dublín)

Les imatges infraroges són molt útils per estudiar les estrelles recent nascudes i els seus fluxos de sortida, ja que aquestes estrelles sempre estan immerses en el gas del núvol molecular on es van formar. L'emissió infraroja dels fluxos estel·lars penetra en el gas i la pols, cosa que fa que un objecte Herbig-Haro com a HH 211 sigui ideal per ser observat amb els sensibles instruments infrarojos de Webb. Les molècules excitades per les turbulències, com ara l'hidrogen molecular, el monòxid de carboni i el monòxid de silici, emeten llum infraroja que Webb pot recollir per cartografiar l'estructura dels fluxos de sortida.

La imatge mostra una sèrie de xocs de proa cap al sud-est (a baix a l'esquerra) i al nord-oest (a dalt a la dreta), així com l'estret raig bipolar que els impulsa. Webb revela aquesta escena amb un nivell de detall sense precedents, amb una resolució espacial entre 5 i 10 vegades superior a la de qualsevol imatge anterior de HH 211. El raig interior es mou amb simetria especular a banda i banda de la protoestrella central. Això concorda amb observacions a escales més petites i suggereix que la protoestrella pot ser, de fet, una estrella binària sense resoldre.

Observacions anteriors de HH 211 amb telescopis terrestres van revelar l'existència de gegantins xocs d'arc que s'allunyaven de nosaltres (nord-oest) i s'acostaven (sud-est) i d'estructures similars a cavitats a l'hidrogen i el monòxid de carboni xocats, respectivament, així com d'un raig bipolar nuós i ondulant al monòxid de silici. Els investigadors han utilitzat les noves observacions de Webb per determinar que el flux de sortida de l'objecte és relativament lent en comparació amb protoestrelles més evolucionades amb tipus de flux de sortida similars.

L'equip va mesurar les velocitats de les estructures més internes del flux de sortida a aproximadament 80-100 quilòmetres per segon. Tot i això, la diferència de velocitat entre aquestes seccions del flux i el material amb què xoquen, l'ona de xoc, és molt menor. Els investigadors van concloure que els fluxos de sortida de les estrelles més joves, com el del centre de HH 211, estan formats principalment per molècules, ja que les velocitats comparativament baixes de les ones de xoc no són prou energètiques per trencar les molècules a àtoms i ions més simples.

El telescopi espacial James Webb és el principal observatori científic espacial del món. Webb està resolent misteris en el nostre sistema solar, mirant més enllà, mons llunyans al voltant d'altres estrelles, i sondejant les misterioses estructures i orígens del nostre univers i el nostre lloc en ell. Webb és un programa internacional dirigit per la NASA amb els socis, l'ESA (Agència Espacial Europea) i l'Agència Espacial Canadenca (CSA-ASC).

Descarregueu la versió completa, sense comprimir, i les imatges de suport de l'Space Telescope Science Institute fent un clic aquí.

Ho he vist aquí.

No se t'evaporen les gotes d'aigua quan cauen a una paella calenta? No t'amoïnis és l'efecte Leidenfrost.

Clic a la imatge per engrandir. L'efecte Leidenfrost. Crèdit: Revista Española de Física.

L'efecte Leidenfrost és un fenomen físic que passa quan un líquid entra en contacte amb una superfície molt més calenta que el punt d'ebullició. El líquid es vaporitza ràpidament i forma una capa de vapor que l'aïlla de la calor, evitant que s'evapori del tot. El líquid pot surar i lliscar sobre la superfície gràcies a aquesta capa de vapor.

Aquest efecte es pot observar fàcilment a la cuina, quan es tiren gotes d'aigua sobre una paella calenta. En lloc de bullir i desaparèixer, les gotes es mouen com si tinguessin vida pròpia. També es pot veure quan s'aboca nitrogen líquid sobre el terra o quan es toca una planxa calenta amb el dit mullat.

L'efecte Leidenfrost té moltes aplicacions pràctiques i interessants. Per exemple, es pot fer servir per crear motors tèrmics que funcionen amb el moviment de les gotes, per generar electricitat a partir del vapor, per refredar superfícies calentes o per protegir materials d'altes temperatures.

Si vols saber més sobre aquest efecte i com es produeix, t'invito a continuar llegint aquest article aquí, on t'explico amb més detall els principis físics i químics que el regeixen. També us recomano que veieu aquest vídeo aquí, on podeu veure alguns experiments sorprenents i divertits amb l'efecte Leidenfrost.

Què és l'efecte Leidenfrost i com es produeix?

L'efecte Leidenfrost és un fenomen físic en què un líquid, en entrar en contacte amb una superfície molt més calenta que el seu punt d'ebullició, forma una capa de vapor que l'aïlla i evita que s'evapori ràpidament. Per exemple, quan col·loqueu una gota d'aigua sobre una paella molt calenta, la gota no s'evapora a l'instant, sinó que es mou sobre la superfície durant un temps, fins que finalment desapareix. Això és perquè la part inferior de la gota es vaporitza en tocar la paella, creant una capa de gas que eleva i protegeix la resta de la gota, impedint que es transfereixi calor entre l'aigua líquida i la paella.

Qui va descobrir l'efecte Leidenfrost i per què es diu així?

L'efecte Leidenfrost va ser descrit per primera vegada pel físic alemany Johann Gottlob Leidenfrost el 1756, encara que ja havia estat observat per Hermann Boerhaave el 1732. El nom ve del cognom de Leidenfrost, que significa “gebre de Leiden” en alemany. Pierre Hippolyte Boutigny (1798-1884) va realitzar estudis de l'efecte Leidenfrost i va pensar que les gotes que quedaven suspeses sobre la superfície de la placa calenta constituïen un nou estat de la matèria, que va anomenar estat esferoïdal.

Quines aplicacions té l'efecte Leidenfrost en la ciència i la tecnologia?

L'efecte Leidenfrost té moltes implicacions a l'enginyeria tèrmica, ja que afecta el flux de calor entre les superfícies i els líquids. També té aplicacions a la ciència de materials, la química, la biologia i la medicina.

Alguns exemples d'ús de l'efecte Leidenfrost són:

•      El nitrogen líquid pot lliscar pel terra gràcies a l'efecte Leidenfrost.
•      Els motors de vapor poden funcionar més eficientment si evita l'efecte Leidenfrost, ja que s'aprofita millor la calor de les superfícies metàl·liques.
•      Els gekkos poden caminar sobre l'aigua perquè les potes generen una capa de vapor similar a l'efecte Leidenfrost.
•      Els bombers poden entrar en contacte amb flames sense cremar-se si porten un vestit especial que crea una barrera de vapor al voltant del cos.

Clic a la imatge per engrandir. Un gekko de sorra del Namib (Pachydactylus-rangei). Crèdit: Stefan Kuemmel.

Quina temperatura cal perquè es produeixi l'efecte Leidenfrost?

La temperatura a la què es produeix l'efecte Leidenfrost no és fàcil de predir. Depèn de les propietats del líquid, de la superfície i de les possibles impureses. Tot i això, es pot estimar mitjançant una fórmula matemàtica que relaciona el flux de calor mínim amb l'entalpia de vaporització, l'acceleració gravitacional i les densitats del líquid i del vapor. Pel cas de l'aigua sobre una placa horitzontal gran, el punt de Leidenfrost se situa al voltant dels 200 °C.

Quins altres líquids poden mostrar l'efecte Leidenfrost a més de l'aigua?

L'efecte Leidenfrost no és exclusiu de l'aigua, sinó que pot passar amb qualsevol líquid volàtil que tingui un punt d'ebullició menor que la temperatura de la superfície. Alguns exemples són l'alcohol, el mercuri, l'heli líquid o fins i tot l'oxigen líquid. Tot i això, cada líquid tindrà un punt de Leidenfrost diferent segons les seves propietats termodinàmiques.

 

Ho he vist aquí.

El Premi Nobel de Física 2023

El 3 d'octubre del 2023 la Reial Acadèmia Sueca de les Ciències ha decidit concedir el Premi Nobel de Física 2023 a Pierre Agostini de la Universitat Estatal d'Ohio, Columbus, EE.UU., Ferenc Krausz  de l'Institut Max Planck d'Òptica Quàntica, Garching i Ludwig-Maximilians-Universität München, Alemanya i a Anne L'Huillier  de la Universitat de Lund, Suècia

"Pels mètodes experimentals que generen polsos de llum d'attosegons per a l'estudi de la dinàmica dels electrons en la matèria"

Experiments amb llum capten l'instant més breu

Els tres Premis Nobel de Física 2023 han estat reconeguts pels seus experiments, que han proporcionat noves eines a la humanitat per explorar el món dels electrons a l'interior d'àtoms i molècules. Pierre Agostini, Ferenc Krausz i Anne L'Huillier han demostrat una manera de crear polsos de llum extremadament curts que es poden utilitzar per mesurar els ràpids processos en què els electrons es mouen o canvien d'energia.

Igual que una pel·lícula d'imatges fixes es percep com un moviment continu, l'ésser humà percep els esdeveniments que es produeixen a gran velocitat els uns dins dels altres. Si volem investigar esdeveniments realment breus, necessitem una tecnologia especial. Al món dels electrons, els canvis es produeixen en unes dècimes d'attosegon - un attosegon és tan curt que n'hi ha tants en un segon com segons hi ha hagut des del naixement de l'univers.

Clic a la imatge per engrandir. Pierre Agostini, Ferenc Krausz i Anne L'Huillier (d'esquerra a dreta). Crèdit: Universitat Estatal d'Ohio, Institut Max Planck d'Òptica Quàntica i Fundació BBVA.

Els experiments dels guardonats han produït polsos de llum tan curts que es mesuren en attosegons, demostrant així que aquests polsos es poden utilitzar per proporcionar imatges de processos a l'interior d'àtoms i molècules.

El 1987, Anne L'Huillier va descobrir que en transmetre llum làser infraroja a través d'un gas noble sorgien molts sobretons de llum diferents. Cada sobreto és una ona lluminosa amb un nombre determinat de cicles per cada cicle de la llum làser. Es deuen a la interacció de la llum làser amb els àtoms del gas, que proporciona a alguns electrons una energia extra que s'emet en forma de llum. Anne L'Huillier ha continuat explorant aquest fenomen, establint les bases de posteriors avenços.

Clic a la imatge per engrandir. Els moviments dels electrons en àtoms i molècules són tan ràpids que es mesuren en attosegons. Un attosegon és a un segon el que un segon a l'edat de l'univers. Crèdit: Johan Jarnestad/The Royal Swedish Academy of Sciences.

El 2001, Pierre Agostini va aconseguir produir i investigar una sèrie de polsos de llum consecutius, en què cada pols durava només 250 attosegons. Alhora, Ferenc Krausz treballava amb un altre tipus d'experiment, un que permetia aïllar un únic pols de llum que durava 650 attosegons.

Les contribucions dels guardonats han permès investigar processos tan ràpids que abans eren impossibles de seguir.

"Ara podem obrir la porta al món dels electrons. La física dels attosegons ens brinda l'oportunitat de comprendre mecanismes governats per electrons. El pas següent serà utilitzar-los", afirma Eva Olsson, Presidenta del Comitè Nobel de Física.

Hi ha aplicacions potencials en moltes àrees diferents. En electrònica, per exemple, és important entendre i controlar com es comporten els electrons en un material. Els polsos d'attosegons també es poden utilitzar per identificar diferents molècules, com en el diagnòstic mèdic.

Ho he vist aquí.