Grans focs artificials a Magalhães

Clic a la imatge per engrandir. Crèdit: NASA, STScI/AURA.

El Telescopi Espacial Hubble va captar aquesta imatge d'una explosió estel·lar que llença làmines de runa a la propera galàxia del Gran Núvol de Magalhães el 7 de juliol de 2003. Des del seu llançament el 1990, el Hubble ha canviat la nostra comprensió fonamental de l'univers; amb més d'1,5 milions d'observacions i més de 20.000 articles publicats sobre els seus descobriments, Hubble és la missió científica més productiva de la història de la NASA.

Vegeu més imatges sorprenents del Hubble fent un clic aquí, i experimenteu algunes de les imatges a través del so fent un altre clic aquí.

Ho he vist aquí.

Supernova 2: Bugalú* galàctic

El 2016, el telescopi espacial Hubble de la NASA va veure una supernova anomenada Requiem en una galàxia llunyana. Ara el James Webb ha trobat una segona supernova anomenada Encore. marcant la primera vegada que dues supernoves amb lent gravitacional s'han trobat a la mateixa galàxia.

Retrocedim una mica. Les lents gravitacionals es produeixen quan un objecte, com un cúmul de galàxies, té una gravetat tan intensa que deforma el temps i l'espai circumdants. La llum segueix aquesta curvatura en lloc de viatjar en línia recta, distorsionant i fent més brillant allò que hi ha darrere de l'objecte.

La lent gravitacional no sols deforma i amplia les galàxies distants, sinó que també pot mostrar múltiples instàncies del mateix objecte. La imatge del 2016 del Hubble tenia tres fotografies separades de la supernova Requiem, mentre que la nova imatge del James Webb té dues captures d'Encore (marcades com a cercles a la segona imatge).

Això és perquè la llum de les supernoves acaba arribant a la Terra a través de diversos camins, com trens que surten de la mateixa estació però prenen rutes diferents. Mentre que a la imatge del Hubble vam veure tres exemplars de Rèquiem, s'espera que un quart exemplar "arribi al seu destí" i aparegui el 2035. En mesurar les diferències en els temps d'aparició de les imatges de les supernoves, els astrònoms poden mesurar la velocitat a què s'expandeix l'univers.

Clic a la imatge per engrandir. Galàxies taronges i blanques esquitxen la negror de l'espai en aquesta imatge del telescopi James Webb. Una àrea blanca brillant marca un cúmul de galàxies al costat dret. Al voltant del cúmul de galàxies hi ha llargs arcs de color taronja, inclosa la galàxia MRG-M0138. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, Justin Pierel (STScI) i Andrew Newman (Carnegie Institution for Science).

Clic a la imatge per engrandir. Primer pla de la galàxia MRG-M0138 obtinguda pel telescopi James Webb, que es veu com una llarga mitja lluna taronja que surt en picat des de la part superior esquerra i es corba cap a la dreta. A la part inferior de la mitja lluna hi ha dos petits cercles blancs. Aquests cercles marquen imatges de la supernova Encore. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, Justin Pierel (STScI) i Andrew Newman (Carnegie Institution for Science)

* Bugalú, què és? Fes un clic aquí.

Ho he vist aquí.

Visitant Encèlad

Un estudi que utilitza dades de la sonda Cassini de la NASA indica que hi pot haver molta més energia química a l'interior de la petita lluna de Saturn del que es pensava, juntament amb l'evidència d'un ingredient clau per a la vida. 

Sabem que Encèlad expulsa grans de gel i aigua rica en compostos orgànics des d'uns plomalls gegants, alguns dels quals són importants per a la vida. Una nova anàlisi ha confirmat la presència de cianur d'hidrogen, una molècula clau per a l'origen de la vida.

I això no és tot: els investigadors han trobat proves de l'existència d'un oceà ocult sota la capa exterior gelada de la lluna, que també serveix de suport al plomall gegant amb una font d'energia sobrealimentada. No identificada en aquest estudi, la font es troba en forma de diversos compostos orgànics, alguns dels quals a la Terra serveixen de combustible per als organismes.

A l'interior de la diminuta lluna de Saturn s'està gestant més energia química de la que es pensava. Com més energia hi hagi disponible, més probabilitats caldrà que la vida proliferi i es mantingui.

Clic a la imatge per engrandir. La lluna Encèlad, de brillants reflexos, apareix davant dels anells de Saturn, mentre que la lluna major Tità s'entreveu en la distància. Encèlad (de 504 quilòmetres de diàmetre) es troba al centre de la imatge. Tità (5.150 quilòmetres de diàmetre) es pot veure feblement al fons, més enllà dels anells. Aquesta vista mira cap al costat anti-Saturn d'Encèlad i cap al costat de Saturn de Tità. La cara nord dels anells, il·luminada pel Sol, es veu just per sobre del pla dels anells. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

Ho he vist aquí.

Les estrelles il·luminen el cúmul de l'arbre de Nadal

Clic a la imatge per engrandir. Imatge de NGC 2264. Crèdit: Raigs X; NASA/CXC/SAO. Òptic; T.A. Rector (NRAO/AUI/NSF i NOIRLab/NSF/AURA) i B.A. Wolpa (NOIRLab/NSF/AURA). Infraroig; NASA/NSF/IPAC/CalTech/Univ. de Massachusetts; Processament d'imatges; NASA/CXC/SAO/L. Frattare i J.Major.

Aquesta nova imatge de NGC 2264, també conegut com el "Cúmul de l'Arbre de Nadal", mostra la forma d'un arbre còsmic amb la resplendor de les llums estel·lars. NGC 2264 és, de fet, un cúmul d'estrelles joves -amb edats compreses entre un i cinc milions d'anys- a la nostra Via Làctia, a uns 2.500 anys llum de la Terra. Les estrelles de NGC 2264 són més petites i més grans que el Sol, i van des d'algunes amb menys d'una desena part de la massa del Sol fins a unes altres amb unes set masses solars.

Aquesta imatge composta mostra el Cúmul de l'Arbre de Nadal. Els llums blaus i blancs (que parpellegen a la versió animada d'aquesta imatge) són estrelles joves que emeten raigs X detectats per l'Observatori de Raigs X Chandra de la NASA. Les dades òptiques del telescopi WIYN de 0,9 metres de la National Science Foundation a Kitt Peak mostren el gas de la nebulosa en verd, corresponent a les "agulles de pi" de l'arbre, i les dades infraroges del Two Micron All Sky Survey mostren les estrelles del primer pla i del fons en blanc. Aquesta imatge s'ha girat en el sentit de les agulles del rellotge uns 160 graus des de l'estàndard astronòmic del Nord apuntant cap amunt, de manera que sembla que la copa de l'arbre és cap a la part superior de la imatge.

Les estrelles joves, com les de NGC 2264, són volàtils i experimenten fortes flamarades en raigs X i altres tipus de variacions que s'observen en diferents tipus de llum. Tot i això, les variacions coordinades i parpellejants que es mostren en aquesta animació són artificials, per emfatitzar les ubicacions de les estrelles vistes en raigs X i ressaltar la similitud d'aquest objecte amb un arbre de Nadal. En realitat, les variacions de les estrelles no estan sincronitzades.

Les variacions observades per Chandra i altres telescopis estan causades per diversos processos diferents. Alguns estan relacionats amb l'activitat dels camps magnètics, incloent flamarades com les que pateix el Sol -però molt més potents- i punts calents i regions fosques a les superfícies de les estrelles que entren i surten de la vista a mesura que aquestes giren. També hi pot haver canvis a l'espessor del gas que enfosqueix les estrelles, i canvis en la quantitat de material que segueix caient sobre les estrelles des dels discos de gas circumdants.

El Centre Marshall de Vols Espacials de la NASA gestiona el programa Chandra. El Centre de Raigs X Chandra del Smithsonian Astrophysical Observatory controla les operacions científiques des de Cambridge (Massachusetts) i les operacions de vol des de Burlington (Massachusetts).

Descripció visual:

Aquesta publicació presenta una imatge formada per un cúmul d'estrelles joves que s'assemblen decididament a un arbre de Nadal còsmic. El cúmul, conegut com a NGC 2264, es troba a la nostra Via Làctia, a uns 2.500 anys llum de la Terra. Algunes de les estrelles del cúmul són relativament petites i d'altres relativament grans, amb una massa que oscil·la entre una dècima i set vegades la del nostre Sol.

En aquesta imatge composta, la semblança del cúmul amb un arbre de Nadal s'ha realçat mitjançant la rotació de la imatge i l'elecció de colors. Les dades òptiques estan representades per línies i formes difuses de color verd, que creen les branques i les agulles de la forma de l'arbre. Els raigs X detectats per Chandra es presenten com a llums blaus i blancs, i s'assemblen a punts brillants de llum a l'arbre. Les dades infraroges mostren les estrelles del primer pla i del fons com a taques blanques brillants contra la negror de l'espai. La imatge s'ha girat uns 150 graus pel que fa a la norma dels astrònoms que el Nord apunti cap amunt. Això situa la cúspide de la forma cònica de l'arbre prop de la part superior de la imatge, encara que no té en compte la lleugera zona nua a les branques de l'arbre, a la part inferior dreta, que probablement s'hauria de girar cap a la cantonada.

En aquesta versió, el cúmul festiu es presenta com una imatge estàtica i com una animació breu. A l'animació, els punts de raigs X blaus i blancs de Chandra parpellegen i centellegen a l'arbre, com els llums d'un arbre de Nadal.

Aquesta imatge va ser considerada per la NASA el 19 de desembre de 2023, com la seva imatge del dia.

Ho he vist aquí.

El gegant gelat; Urà

Veiem aquí a la imatge del telescopi James Webb, al gegant de gel Urà, que és un món dinàmic amb anells, llunes, tempestes, estacions extremes i molt més. La sensibilitat del Webb ha captat fins i tot el proper anell Zeta; tènue, difús i esmunyedís.

Aquestes noves imatges revelen característiques detallades del casquet polar nord estacional d'Urà, així com tempestes brillants a prop i sota la vora sud del casquet. Si els humans volen enviar una nau espacial per visitar Urà de prop, cal entendre com navegar per les restes dels seus anells.

A causa de l'extrema inclinació de 98 graus del planeta, les estacions són extremes. Durant una quarta part de l'any, el Sol brilla en un pol, cosa que significa que la meitat del planeta experimenta un hivern fosc de 21 anys terrestres.

El context és el més important. Urà és un bon substitut de molts dels tipus d'exoplanetes llunyans que s'estan descobrint. Aprendre més sobre Urà ens pot ajudar a comprendre millor els planetes d'aquesta mida en general, inclosa la seva meteorologia, i com es van formar. Podeu trobar més informació a l'enllaç de la biografia del web fent un clic aquí.

Clic a la imatge per engrandir. La foto ens mostra una imatge amb fons negre. El planeta Urà és un orbe brillant a prop del centre envoltat d'anells. El planeta apareix blau amb una gran taca blanca que ocupa la meitat dreta. La taca és més blanca al centre i després es torna blau en expandir-se de dreta a esquerra. El contorn d'Urà també és blanc. Al voltant del planeta hi ha un sistema d'anells imbricats. Hi ha tènues taques ataronjades i blanquinoses, algunes ovalades i altres circulars, que són galàxies de fons disperses per tota la imatge. Diverses fonts puntuals blaves brillants més properes a Urà són les llunes del planeta. També hi ha una estrella brillant a l'esquerra del camp, amb 8 pics de difracció. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI

 

 

Clic a la imatge per engrandir.  Veiem la mateixa imatge però ampliada. L'anell més extern és el més brillant, mentre que el més intern és el més tènue. A diferència dels anells horitzontals de Saturn, els anells d'Urà són verticals, per la qual cosa semblen envoltar el planeta en forma ovalada. Hi ha 9 punts blancs blavosos repartits pels anells. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI

Ho he vist aquí.

El cor i l'ànima són plens d'estrelles!

Sí, de debò: les nebuloses del Cor i l'Ànima són colossals fàbriques d'estrelles, amb una extensió de gairebé 580 anys llum. Les estrelles d'aquestes nebuloses tenen menys d'uns quants milions d'anys, cosa que les fa força joves en comparació amb altres, com el nostre Sol, de 5.000 milions d'anys. Aquestes joves estrelles són les responsables de les formes de bombolla del cor i de l'ànima, ja que la radiació i els vents de les estrelles expulsen la pols cap a l'exterior.

Aquestes dues nebuloses es troben a 6.000 anys llum de distància, a la constel·lació de Cassiopea. Formen part d'un complex de formació estel·lar al braç espiral de Perseu de la nostra galàxia, la Via Làctia.

Aquestes imatges son un mosaic infraroig del telescopi Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE sigles en anglès de Explorador infraroig de campo ampli) de la NASA. Cobreix una enorme àrea del cel que és 10 vegades més ampla i 8 vegades més alta que la Lluna plena.

Clic a la imatge per engrandir. La nebulosa del Cor, designada IC 1805 i anomenada així per la seva forma semblant a un cor humà. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/UCLA

Clic a la imatge per engrandir. La nebulosa de l'Ànima. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/UCLA

Les dues nebuloses apareixen com a bombolles verdes de gas envoltades de núvols blancs. A l'interior de cadascuna hi ha taques de gas vermell ardent. Estrelles d´un blau intens cobreixen tota l´escena.

Ho he vist aquí.

Quants tipus d'estrelles hi ha?

Quants tipus d'estrelles coneixem i de quin n'és el Sol.

Clic a la imatge per engrandir. L'Observatori de Dinàmica Solar de la NASA va captar aquesta imatge del nostre Sol de 4.600 milions d'anys, una estrella de la seqüència principal. Els científics esperen que continuï sent-ho durant 5.000 milions d'anys més abans de convertir-se en una gegant vermella. Crèdit: NASA's Scientific Visualization Studio/SDO.

Les estrelles de l'univers varien en brillantor, mida, color i comportament. Alguns tipus es transformen en uns altres molt ràpidament, mentre que altres romanen relativament inalterats durant bilions d'anys.

Estrelles de la seqüència principal

Un estel normal es forma a partir d'un cúmul de pols i gas en una incubadora estel·lar. Al llarg de centenars de milers d'anys, el cúmul guanya massa, comença a girar i s'escalfa. Quan el nucli s'escalfa a milions de graus, es produeix la fusió nuclear. Aquest procés es produeix quan dos protons, els nuclis dels àtoms d'hidrogen, es fusionen per formar un nucli d'heli. La fusió allibera energia que escalfa l'estrella, creant una pressió que empeny contra la força de la gravetat. Ha nascut una estrella. Els científics anomenen estrella de seqüència principal una estrella que està fusionant hidrogen en heli al seu nucli. Les estrelles de seqüència principal són al voltant del 90% de la població estel·lar de l'univers. Varien en lluminositat, color i mida (des d'una dècima fins a 200 vegades la massa del Sol) i viuen entre milions i milers de milions d'anys.

Pels observadors d'estrelles

Moltes estrelles de la seqüència principal es poden veure a simple vista, com Sírius, l'estrella més brillant del cel nocturn, a la constel·lació septentrional de Ca Major. Rigil Kentaurus (més coneguda com a Alfa Centauri), a la constel·lació austral del Centaure, és l'estrella de seqüència principal més propera que es pot veure a simple vista.

Gegants vermelles

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta il·lustració mostra una estrella geganta vermella, com Betelgeuse o Antares. Crèdit: NASA Goddard Space Flight Center/Chris Smith (KBRwyle).

Quan una estrella de la seqüència principal amb una massa inferior a vuit vegades la del Sol es queda sense hidrogen al nucli, comença a col·lapsar-se perquè l'energia produïda per la fusió es l'única força que lluita contra la tendència de la gravetat a atraure la matèria. Però en comprimir el nucli també augmenten la seva temperatura i pressió, fins al punt que el seu heli comença a fusionar-se en carboni, que també allibera energia. La fusió de l'hidrogen comença a desplaçar-se cap a les capes exteriors de l'estrella i provoca la seva expansió. El resultat és una vermella gegant, d'aspecte més ataronjat que vermell. Amb el temps, la geganta vermella es torna inestable i comença a prémer, expandint-se periòdicament i expulsant part de la seva atmosfera. Finalment, totes les seves capes exteriors es desprenen, creant un núvol de pols i gas en expansió anomenada nebulosa planetària. El Sol esdevindrà una geganta vermella d'aquí a uns 5.000 milions d'anys.

Pels observadors d'estrelles

Arcturus, a la constel·lació boreal del Bover, i Gamma Crucis, a la constel·lació austral de Crux (la Creu del Sud), són gegants vermelles visibles a simple vista.

Nanes blanques

Clic a la imatge per engrandir. En aquesta recreació artística, un asteroide (a baix a l'esquerra) es trenca sota la poderosa gravetat de LSPM J0207+3331, la nana blanca més antiga i freda coneguda que està envoltada per un anell de runa polsosa. Crèdit: NASA Goddard Space Flight Center/Scott Wiessinger.

Quan una geganta vermella perd tota la seva atmosfera, només en queda el nucli. Els científics anomenen nana blanca aquest tipus de resta estel·lar. Una nana blanca sol tenir la mida de la Terra, però és centenars de milers de vegades més massiva. Una cullereta del seu material pesaria més que una camioneta. Una nana blanca no produeix calor pròpia, per això es refreda gradualment al llarg de milers de milions d'anys. Tot i el seu nom, les nanes blanques poden emetre llum visible que va del blanc blavós al vermell. De vegades, els científics descobreixen que les nanes blanques estan envoltades de discos polsegosos de material, runes i fins i tot planetes, restes de la fase de gegant vermella de l'estrella original. Dins d'uns 10.000 milions d'anys, després de la seva etapa de vermella gegant, el Sol es convertirà en una nana blanca.

Pels observadors d'estrelles

Les nanes blanques són massa febles per veure-les a simple vista, encara que algunes es poden trobar en sistemes binaris amb una estrella de seqüència principal fàcil de veure. Procyon B és un exemple a la constel·lació septentrional de Ca Menor. No obstant això, si tens un telescopi a casa, pots veure les nanes blanques solitàries LP 145-141 a la constel·lació austral de la Mosca i l'estrella de Van Maanen a la constel·lació septentrional de Peixos.

Estrella de neutrons

Clic a la imatge per engrandir. El púlsar Vela es troba al punt blanc circular del centre d'aquesta imatge captada per l'Observatori de Raigs X Chandra de la NASA. El púlsar es troba a més de 1.000 anys llum de distància, a la constel·lació meridional de Vela. Crèdit: NASA/CXC/Univ de Toronto/M. Durant et al.

Les estrelles de neutrons són restes estel·lars que contenen més massa que el Sol en una esfera tan ampla com l'illa de Manhattan de Nova York.

Una estrella de neutrons es forma quan una estrella de la seqüència principal, amb una massa entre 8 i 20 vegades la del Sol, es queda sense hidrogen al seu nucli (les estrelles més pesades produeixen forats negres de massa estel·lar). L'estel comença a fusionar heli amb carboni, com els estels de menor massa. Però aleshores, quan el nucli es queda sense heli, s'encongeix, s'escalfa i comença a convertir el seu carboni en neó, que allibera energia. Aquest procés continua a mesura que l'estrella converteix el neó en oxigen, l'oxigen en silici i, finalment, el silici en ferro. Aquests processos produeixen energia que evita el col·lapse del nucli, però cada nou combustible li dóna menys temps. Quan el silici es fusiona amb el ferro, l'estrella queda sense combustible en qüestió de dies. El pas següent seria fusionar el ferro en algun element més pesat, però fer-ho requereix energia en lloc d'alliberar-la. El nucli es col·lapsa i després recupera la mida original, creant una ona de xoc que recorre les capes exteriors de l'estrella. El resultat és una enorme explosió anomenada supernova. El nucli romanent és una estrella de neutrons super-densa.

Púlsars: Són un tipus d'estrelles de neutrons que giren ràpidament. A la superfície d'aquests objectes es formen punts calents de raigs X brillants. A mesura que giren, els punts apareixen i desapareixen com els raigs d'un far. Alguns púlsars giren més ràpidament que les aspes d'una batedora.

Magnetars: Totes les estrelles de neutrons tenen forts camps magnètics. Però el d'un magnetar pot ser 10 bilions de vegades més fort que el d'un imant de nevera i fins i tot mil vegades més fort que el d'una estrella de neutrons típica.

Pels observadors d'estrelles

Les estrelles de neutrons són massa febles per veure-les a simple vista o amb telescopis domèstics, encara que el telescopi espacial Hubble n'ha pogut captar algunes en llum visible. Els astrònoms les solen observar a través dels raigs X i l'emissió de ràdio.

Nanes vermelles

Clic a la imatge per engrandir. El nostre veí estel·lar més proper, mostrat aquí en aquesta imatge del Hubble, és la nana vermella Pròxima Centauri. Es troba a poc més de 4 anys llum de distància, a la constel·lació austral del Centaure. Crèdit: ESA/Hubble i NASA.

Les nanes vermelles són les estrelles més petites de la seqüència principal: només una fracció de la mida i la massa del Sol. També són les més fredes i el seu color és més ataronjat que vermell. Quan una nana vermella produeix heli a través de la fusió al seu nucli, l'energia alliberada porta material a la superfície de l'estrella, on es refreda i s'enfonsa de nou, portant un nou subministrament d'hidrogen al nucli. Gràcies a aquesta constant agitació, les nanes vermelles poden cremar tot el seu hidrogen durant bilions d'anys sense canviar la seva estructura interna, a diferència d'altres estrelles. Els científics creuen que algunes nanes vermelles de massa baixa, les que només tenen un terç de la massa del Sol, tenen una vida més llarga que l'edat actual de l'univers, fins a uns 14 bilions d'anys. A més, les nanes vermelles neixen més que les estrelles més massives. Per això, i perquè viuen tant de temps, les nanes vermelles constitueixen al voltant del 75% de la població estel·lar de la Via Làctia.

Pels observadors d'estrelles

Les nanes vermelles són massa febles per veure-les a simple vista. Però amb un telescopi d'afeccionat, és possible que puguis veure Lacaille 8760 a la constel·lació austral del Microscopi o Lalande 21185 a la constel·lació septentrional de l'Óssa Major.

Nanes marrons

Clic a la imatge per engrandir. La nana marró LSRJ1835+3259, en aquesta recreació artística, es troba a 20 anys-llum de distància a la constel·lació septentrional de la Lira. Crèdit: Chuck Carter i Gregg Hallinan/Caltech.

Les nanes marrons no són tècnicament estrelles. Són més massives que els planetes, però no tant com les estrelles. Solen tenir entre 13 i 80 vegades la massa de Júpiter. Gairebé no emeten llum visible, però els científics n'han observat algunes a l'infraroig. Algunes nanes marrons es formen de la mateixa manera que les estrelles de seqüència principal, a partir de cúmuls de gas i pols en nebuloses, però mai no arriben a la massa suficient per realitzar una fusió a l'escala d'una estrella de seqüència principal. D'altres es poden formar com a planetes, a partir de discos de gas i pols al voltant d'estrelles.

Pels observadors d'estrelles

Les nanes marrons són invisibles tant per a l'ull humà com per als telescopis domèstics.

Ho he vist aquí.

Estem d'aniversari!

A Sci-Bit cada 17 de desembre celebrem anys, enguany en fem 10! tota una fita per a un blog de ciència en català d'un simple afeccionat a la ciència en general i a l'astronomia en particular.

Durant aquest 10 anys hem anat incorporant al blog 955 articles, cosa de la que n'estem força orgullosos i com a curiositat hem arribat a lectors de 4 continents.

Ho volem celebrar portant-vos una imatge del 1997 del nostre estimat telescopi espacial Hubble de la NASA, de la nebulosa planetària bipolar M2-9.

Clic a la imatge per engrandir. Nebulosa M2-9. Crèdit: Bruce Balick (University of Washington), Vincent Icke (Leiden University, Paisos Baixos), Garrelt Mellema (Stockholm University), i  NASA.

Escape supersònic de la Nebulosa M2-9

M2-9 és un sorprenent exemple de "papallona" o nebulosa planetària bipolar. Un altre nom més revelador podria ser el de "nebulosa de dolls bessons". Si la nebulosa es talla transversalment a l'estrella, cadascun dels seus costats s'assembla molt a un parell de fuites de motors a reacció. De fet, a causa de la forma de la nebulosa i de la velocitat mesurada del gas, superior a 320 kilòmetres per segon, els astrònoms creuen que la descripció com a fuita de raig supersònic és força encertada. Els estudis terrestres han demostrat que la mida de la nebulosa augmenta amb el temps, cosa que suggereix que l'esclat estel·lar que va formar els lòbuls es va produir fa tot just 1.200 anys.

Se sap que l'estrella central de M2-9 forma part d'una parella molt propera que orbita a distàncies perillosament properes. Fins i tot és possible que una estrella estigui sent engolida per l'altra. Els astrònoms sospiten que la gravetat d'una estrella atrau el gas feblement lligat de la superfície de l'altra i el llança en un disc prim i dens que envolta les dues estrelles i s'estén cap a l'espai.

De fet, el disc es pot veure en imatges d'exposició més curta obtingudes amb el telescopi Hubble. Mesura aproximadament 10 vegades el diàmetre de l'òrbita de Plutó. Models del tipus utilitzat per dissenyar motors a reacció (hidrodinàmica) mostren que un disc d'aquest tipus pot explicar satisfactòriament l'aspecte de M2-9, semblant al d'un raig d'escapament. El vent d'alta velocitat procedent d'una de les estrelles xoca contra el disc circumdant, que serveix de tovera. El vent es desvia en direcció perpendicular i forma el parell de dolls que veiem a la imatge de la nebulosa. Aquest procés és molt semblant al que té lloc en un motor a reacció: els gasos ardents i en expansió són desviats per les parets del motor a través d'una tovera per formar llargs rajos col·limats d'aire calent a gran velocitat.

M2-9 es troba a 2.100 anys-llum de distància, a la constel·lació del Serpentari. L'observació va ser presa el 2 d'agost de 1997 per la Wide Field and Planetary Camera 2 (Càmera Planetària i de Gran Camp 2) del telescopi Hubble. En aquesta imatge, l'oxigen neutre es mostra vermell, el nitrogen una vegada ionitzat en verd i l'oxigen dues vegades ionitzat en blau.

Ho he vist aquí.

Veiem els eixos i com roten els planetes del Sistema Solar

Teniu curiositat per saber com de ràpid i com es mouen els planetes veïns nostres?

En aquest educatiu vídeo podem observar la inclinació dels eixos de rotació en graus i la velocitat de rotació en dies, i el sentit de la rotació dels 8 planetes del nostre Sistema Solar; Mercuri, Venus, Terra, Mart, Júpiter, Saturn, Urà i Neptú.

És molt fàcil poder comparar la durada dels dies (l'equivalent a una rotació completa) entre els diferents planetes i la nostra Terra, 1 dia a la Terra  és l'equivalent a:

• 58 dies i 16 hores a Mercuri
• 243 dies i 26 minuts a Venus
• A Mart 40 minuts més que a la Terra
• 9 hores i 55 minuts a Júpiter
• 10 hores i 33 minuts a Saturn
• 17 hores i 14 minuts a Urà i 
• 16 hores a Neptú.

 

Amplieu l'imatge fent un clic al quadrat a baix a la dreta. Crèdit: Quantum Physics.

Comparació de la mida dels humans amb la del coet Starship

La nau estel·lar Starship de SpaceX, utilitzada en el seu segon llançament, té una alçada de 121 metres i un diàmetre de 9 metres. Per posar-ho en perspectiva, un ésser humà mitjà, d'1,75 metres d'alçada, es veu significativament empetitit per la mida de la Starship. L'alçada del coet és gairebé 70 vegades superior a la d'un ésser humà mitjà.

Crèdit video: @teslaownerssv

Clic a la imatge per engrandir.  La Starship a la plataforma de llançament. Crèdit: Space X.

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C78

Aquest bell cúmul globular es veu millor des de latituds equatorials. 

El cúmul globular Caldwell 78, també conegut com a NGC 6541, va ser observat per primera vegada l'any 1826. L'astrònom italià Niccolò Cacciatore i l'astrònom escocès James Dunlop van descobrir el cúmul de forma independent amb només uns mesos de diferència.

Clic a la imatge per engrandir. Caldwell C78. Crèdit: NASA, ESA, i G. Piotto (Università degli Studi di Padova); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America).

Caldwell 78 s'observa millor des de latituds equatorials de l'hemisferi nord a l'estiu i des de l'hemisferi sud a l'hivern. El cúmul té una magnitud aparent de 6,3 i està situat a la constel·lació de Corona Australis, a uns 22.000 anys llum de la Terra. El cúmul es pot observar amb prismàtics, però enlluernarà en un telescopi petit. Un telescopi més gran permetrà distingir algunes de les estrelles individuals del cúmul.

Tradicionalment, els astrònoms creien que els cúmuls globulars estaven formats per estrelles amb edats i abundàncies químiques similars. Tot i això, estudis recents suggereixen que aquesta visió simplista no sempre és certa. Sembla que molts cúmuls globulars contenen estrelles amb diferents abundàncies químiques entre si (o "poblacions múltiples"), cosa que suggereix que les estrelles es van formar en moments diferents.

Aquesta imatge de Caldwell 78 és un compost d'observacions preses en llum visible i ultraviolada per la Wide Field Camera 3 (Càmera de Gran Camp 3) del Hubble. Aquestes observacions es van realitzar per caracteritzar millor les poblacions estel·lars del cúmul.

C78 al web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del blog

James Webb revela estructures enigmàtiques mai vistes al cor de la nostra galàxia

Clic a la imatge per engrandir. La visió completa de l'instrument de la càmera de l'infraroig proper (NIRCam ) del telescopi espacial James Webb de la NASA/ESA/CSA revela una porció de 50 anys llum d'ample del dens centre de la Via Làctia. Es calcula que unes 500.000 estrelles brillen en aquesta imatge de la regió C de Sagitari (Sgr C), juntament amb algunes característiques encara no identificades. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, S. Crowe (UVA).

El festival d'imatges i descobriments del telescopi espacial James Webb (JWST) continua, aquesta vegada amb un zoom sobre una regió de formació estel·lar al cor de la nostra galàxia. Mostra misterioses estructures semblants a agulles al medi interestel·lar d'aquesta regió, la naturalesa i l'origen de les quals no entenem.

Un zoom del James Webb al cor de la Via Làctia amb Sagitari C Una de les últimes imatges del telescopi espacial James Webb mostra part del dens centre de la nostra galàxia amb un detall sense precedents, incloent característiques mai vistes que els astrònoms encara no han explicat. La regió de formació estel·lar, anomenada Sagitari C (Sgr C), es troba a uns 300 anys llum del forat negre supermassiu central de la Via Làctia, Sagitari A*. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, S. Crowe (UVA).

Els núvols de gas i pols són molt més transparents en el espectre infraroig que en el visible. Per aquest motiu, vam haver d'esperar al desenvolupament de l'astronomia infraroja per fer certs descobriments. Aquesta astronomia de vegades requeria alliberar-se de l'atmosfera terrestre, en particular del seu vapor d'aigua. Per això es van enviar telescopis com Spitzer i Hubble a l'espai.

Avui, un dels ulls infraroigs de la noosfera en òrbita és el telescopi espacial James Webb. No deixa de sorprendre'ns amb les seves imatges, encara que sovint només siguin imatges processades digitalment per donar colors falsos que revelen detalls que el JWST només percep més enllà del visible.

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge de Sagitari C mostra longituds d'ona invisibles de l'infraroig proper que s'han traduït en colors de llum visible. La barra d'escala es mostra en anys llum. Un any llum és d'aproximadament 9,46 bilions de quilòmetres. El camp de visió que es mostra en aquesta imatge és d'aproximadament 50 anys llum. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, S. Crowe (UVA).

Un dels objectius del successor del Hubble és naturalment, el centre de la nostra galàxia, que fa temps que sabem que està enfosquida pels núvols de pols. La NASA i la ESA ens mostren avui un zoom del James Webb en una regió al voltant de 300 anys llum des del centre de la Via Làctia amb el seu forat negre supermassiu Sagitari A* (Sgr A*). Com el centre de la Via Làctia s'observa a la constel·lació de Sagitari, no ens sorprendrà saber que la imatge lliurada pel James Webb és la d'una regió anomenada Sagitari C (Sgr C).

Un cúmul de protoestrelles i glòbuls Bok

El zoom del JWST ens mostra unes 500.000 estrelles en un volum d'uns 50 anys llum de diàmetre. S'hi estan formant noves estrelles i podem veure sobretot a l'esquerra un cúmul de joves proto-estrelles una dels quals s'estima que en conté unes 30 masses solars i a la dreta una zona tan freda i densa que sembla una nebulosa negra, que recorda imatges conegudes de Glòbuls de Bok, observats per primera vegada per l'astrònom neerlandès-americà Bart Bok als anys quaranta, és a dir, un núvol fosc de pols i gas del medi interestel·lar dins del que pot començar el naixement de les estrelles.

De fet, si us fixeu bé, podeu veure la presència de núvols foscos més petits que esquitxen la imatge, semblant forats al camp estel·lar. També són glòbuls Bok on es formen les estrelles.

Clic a la imatge per engrandir. La imatge del James Webb completada amb una llegenda. A la part inferior dreta, veiem un gran glòbul de Bok designat per núvol infraroig-fosc i, a l'esquerra, el cúmul de proto-estrelles, en anglès protostar cluster. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, S. Crowe (UVA).

Estructures enigmàtiques

Però el que més crida l'atenció a la imatge JWST són les estructures blaves en forma d'agulla que contenen hidrogen ionitzat. Apareixen orientats caòticament en moltes direccions. Aquesta és la primera vegada que veiem aquestes estructures al cor de la Via Làctia i els astrofísics no saben com explicar-les.

El que és cert és que Sagitari C és un laboratori més per entendre les modalitats del naixement d'estrelles en una galàxia segons la regió. El seu estudi amb el JWST podria ajudar a respondre a múltiples preguntes com per exemple, es formen estrelles més massives al centre de la Via Làctia, en oposició a les vores dels seus braços espirals?

Ho he vist aquí.

Enormes onades a la nebulosa de l'Aranya Vermella

Enormes onades a la nebulosa de l'Aranya Vermella, a uns 3.000 anys llum de distància, a la constel·lació de Sagitari.

Aquesta nebulosa planetària de dos lòbuls acull una de les estrelles més calentes conegudes i els seus poderosos vents estel·lars generen onades de 100.000 milions de quilòmetres d'alçada. Les ones estan causades per xocs supersònics, formats quan el gas local es comprimeix i escalfa davant dels lòbuls en ràpida expansió. Els àtoms atrapats al xoc emeten l'espectacular radiació que es veu en aquesta imatge.

Clic a la imatge per engrandir. La nebulosa brilla en tons daurats, des del centre brillant els dos lòbuls s'estenen cap a fora, amb gas i pols dispersant-se. Les brillants estrelles blanques contrasten amb el fons negre de l'espai. Crèdit: ESA & Garrelt Mellema (Leiden University, the Netherlands).

Ho he vist aquí.

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.