Imatges de 850 anys després d'una col·lisió estel·lar

La inusual nebulosa Pa 30 es deu probablement a la fusió d'estrelles moribundes observada el 1181.

Les imatges obtingudes per un professor de Dartmouth de les explosives conseqüències de la col·lisió de dues estrelles moribundes podrien ajudar els científics a comprendre millor aquest estrany tipus d'esdeveniment astronòmic, i podrien confirmar finalment la identitat d'una estrella brillant però de curta vida observada fa gairebé 850 anys.

Robert Fesen, catedràtic de Física i Astronomia, va captar imatges telescòpiques que mostren un esclat de filaments fins com focs artificials que irradien d'una estrella molt poc comuna situada al centre d'un objecte anomenat Pa 30, segons els resultats que va anunciar el 12 de gener a la 241a reunió de la Societat Astronòmica Americana. Fesen és l'autor principal d'un article sobre aquestes troballes que ha estat enviat a la revista The Astrophysical Journal Letters per a la seva publicació.

Pa 30 és una regió densa de gas il·luminat, pols i altres matèries coneguda com a nebulosa. Fesen i els seus coautors informen que Pa 30 sembla contenir poc o res d'hidrogen i heli, però en canvi és rica en els elements sofre i argó.

Clic per engrandir. La inusual estructura en forma de focs artificials de la nebulosa Pa 30 podria ser el resultat de la fusió de dues estrelles moribundes. Crèdit: Robert Fesen

Segons Fesen, l'estructura i les característiques inusuals de la nebulosa coincideixen amb el resultat previst d'una col·lisió entre estrelles en fase terminal conegudes com a nanes blanques. Les nanes blanques són estrelles febles i extremadament denses de la mida de la Terra que contenen la massa del Sol. La fusió de dues nanes blanques és una de les explicacions proposades per a una subclasse de supernoves -o explosions estel·lars- anomenades esdeveniments Iax, en els quals l'estrella no es destrueix del tot, va explicar Fesen.

"No he vist mai cap objecte -i per descomptat cap resta de supernova a la Via Làctia- que s'assembli a això, i tampoc cap dels meus col·legues", va dir Fesen. "Aquest romanent permetrà als astrònoms estudiar un tipus de supernova especialment interessant que fins ara només podien investigar a partir de models teòrics i exemples en galàxies llunyanes".

La mida de Pa 30 i la velocitat a què s'expandeix -uns 3,5 milions de quilòmetres per hora- suggereixen que la col·lisió explosiva es va produir cap a l'any 1181, informen els investigadors. Això coincideix amb les observacions realitzades per astrònoms xinesos i japonesos en aquella època d'una estrella molt brillant que va aparèixer de sobte a la constel·lació de Cassiopea i va ser visible durant uns sis mesos mentre s'esvaïa lentament. Aquestes estrelles fugaces es coneixen com a "estrelles convidades".

Les imatges que Fesen va captar de l'estructura i la lluminositat de la nebulosa no només proporcionen l'estimació més precisa fins ara de la seva edat, sinó que també podrien permetre als astrònoms refinar els models existents de fusions de nanes blanques. Pa 30 va ser descoberta el 2013 pel coautor i astrònom aficionat Dana Patchick, però fins ara les imatges de la nebulosa només mostraven un objecte extremadament feble i difús, explica Fesen.

"Les nostres imatges més profundes mostren que Pa 30 no només és bonica, sinó que ara que podem veure la veritable estructura de la nebulosa, podem investigar-ne la composició química i com l'estrella central va generar la seva notable aparença, i després comparar aquestes propietats amb les prediccions de models específics de fusions rares de nanes blanques", va dir Fesen.

Fesen va prendre les imatges de Pa 30 a finals de 2022 utilitzant el telescopi Hiltner de 2,4 metres a l'Observatori MDM -que Dartmouth posseeix i opera amb quatre universitats més- adjacent a l'Observatori Nacional Kitt Peak a Arizona. Fesen va equipar el telescopi amb un filtre òptic sensible a una línia d'emissió particular del sofre. Va capturar Pa 30 en tres exposicions de 2.000 segons sota cels molt clars i va prendre dades addicionals sobre l'estructura, la mida i la velocitat de la nebulosa.

L'estudi de Fesen i els seus coautors es va basar en el treball publicat el 2019 per investigadors russos que van trobar una estrella extremadament inusual gairebé al punt mort de Pa 30. Aquesta estrella mostrava diverses propietats que suggerien la col·lisió de dues nanes blanques, i en tenia una temperatura superficial de gairebé 400.000 graus Fahrenheit (uns 22.200ºC) amb una sorprenent velocitat del vent de sortida d'uns 35 milions de quilòmetres per hora.

Clic per engrandir. Observatori Kitt Peak. Crèdit: KPNO/NOIRLab/AURA/NSF/P. Marenfeld

El 2021, astrònoms de la Universitat de Hong Kong que havien revisat els resultats de l'equip rus van informar que Pa 30 tenia aproximadament 1.000 anys i es trobava gairebé a la mateixa ubicació al cel que l'estrella convidada registrada el 1181. Aquests investigadors van proposar que Pa 30 és la seqüela d'una col·lisió de nanes blanques que va il·luminar el cel nocturn fa gairebé un mil·lenni, tot i que el marge d'error sobre la seva edat era de 300 anys.

"Les nostres noves observacions permeten afirmar que l'objecte té una edat d'expansió d'uns 850 anys, cosa que és perfecta perquè es tracti de les restes de l'estrella convidada del 1181", afirma Fesen. Pels antics astrònoms, la nova estrella hauria estat gairebé tan brillant o més que Vega, la cinquena estrella més brillant del cel vista des de la Terra.

"L'estrella convidada era prou brillant perquè tres grups diferents de la Xina l'observessin amb un parell de dies de diferència, i també va ser vista al Japó", va explicar Fesen. "Una nova estrella tan brillant com Vega hauria cridat força l'atenció. Per als antics, el seu televisor era el cel, per la qual cosa haurien notat fàcilment i sens dubte registrat la sobtada aparició d'una nova estrella brillant al cel". 

A la reunió de l'AAS, Burçin Mutlu-Pakdil, actualment professora adjunta de Física i Astronomia a Dartmouth, va oferir també una roda de premsa sobre un article publicat el mes de febrer passat en què s'informa de les galàxies més febles conegudes més enllà de l'agrupació de galàxies que inclou la Via Làctia i Andròmeda, coneguda com a Grup Local. Els investigadors van descobrir tres galàxies nanes ultra tènues que són les primeres de la seva classe que es troben fora del Grup Local al voltant d'una galàxia espiral amb una massa de la Via Làctia. Les galàxies distants presenten característiques similars a les del Grup Local i podrien ajudar els científics a desenvolupar models més precisos de com es van formar les galàxies més antigues de l'univers, segons informen Mutlu-Pakdil i els seus col·legues a The Astrophysical Journal (PDF).

Ho he vist aquí.

ALMA revela dos forats negres supermassius en un

ALMA revela dos forats negres supermassius que formen dos nuclis galàctics actius en un. 

Clic per engrandir. Recreació artística de dos forats negres supermassius que formen un sistema binari i cadascun envoltat per un disc d'acreció brillant com en el cas d'UGC 4211. Crèdit: Mark Myers, ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav).

Ones gravitacionals: la seva detecció explicada en un minut  Això és tot, s'han detectat ones gravitacionals. Aquestes fluctuacions de l'espai-temps.

 

El radiotelescopi ALMA, juntament amb altres instruments, ha revelat dos nuclis galàctics actius al cor d'una fusió de galàxies. Darrere d'aquests nuclis hi ha el forat negre supermassiu binari amb la distància més petita coneguda entre aquestes dues estrelles compactes, cosa que suggereix que la caça d'ones gravitacionals amb eLISA en un futur proper tindrà més èxit del que s'esperava.

Una vegada es va pensar que les galàxies van créixer essencialment fusionant-se entre elles, i les galàxies grans més primerenques van empassar-se.galàxies nanes. Les observacions fetes amb el telescopi Hubble també va mostrar molts exemples de col·lisió de galàxies, tant més quan vam observar lluny a l'espai i, per tant, enrere en el temps.

També es pensava que va ser durant les col·lisions que els quàsars s'encenen, és a dir, els nuclis galàctics actius son especialment lluminós per una addició massiva de gas al nucli d'aquestes galàxies, el gas que s'estava acumulant per un forat negre de Kerr supermassiu giratori.

No obstant això, durant la dècada anterior, el paradigma va canviar amb noves observacions i la seva interpretació en el marc acadèmic de les simulacions numèriques. Si continuem pensant que els forats negres supermassius i les galàxies creixen junts, atès que veiem que es respecta una llei de proporcionalitat per a la gran majoria de galàxies entre la massa en la forma d'estrelles que contenen i el dels seus forats negres supermassius, ara es considera que les col·lisions no són tan freqüents com es creia anteriorment i que en realitat tenen un paper secundari o fins i tot menor en el creixement de les galàxies.

Tot indica que és l'acreció de corrents de matèria bariònica deixades pel Big Bang,  a través de filaments de matèria fosca freda que els canalitzen, que es formen massivament noves estrelles i que els forats negres centrals creixen.

En qualsevol cas, intentarem esbrinar més sobre el creixement de les galàxies/forats negres supermassius mitjançant fusió detectant a l'horitzó de la dècada de 2030 les ones gravitacionals emeses per la fusió de forats negres supermassius al final de la fusió de galàxies, utilitzant el detector d'ones gravitacionals eLISA. Els detectors actuals, com ara LIGO i VIRGO, no observen a la banda de longituds d'ona adequat per destacar les pèrdues d'energia en forma d'ones gravitacionals dels forats negres supermassius. Pèrdues que disminueixen les mides de les seves òrbites en el sistema binari format per la fusió de dues galàxies.

Estimacions sobre la quantitat de forats negres binaris que podem esperar observar en un volum donat de l'espai-temps. A més d'una esfera que envolta la Via Làctia es pot sondar augmentant la sensibilitat del detector, s'espera que es trobin més forats negres supermassius binaris. Però aquesta conclusió es veu temperada pel fet que com més lluny estan aquests objectes, menys lluminosos són per a un detector per eLISA.

Clic per engrandir. Els científics que utilitzen l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) per mirar profundament al cor de la parella de galàxies fusionades conegudes com UGC 4211 han descobert dos forats negres que creixen costat a costat, a només 750 anys llum de distància. La recreació artística mostra que les galàxies finalment es fusionen en una i els seus dos forats negres centrals. Els forats negres supermassius binaris són els més propers observats mai en múltiples longituds d'ona. Crèdit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); M. Weiss (NRAO/AUI/NSF)

UGC 4211, un laboratori per entendre els forats negres supermassius binaris?

Sembla, però, gràcies a les observacions recents en alta resolució en el domini de les ones mil·límetres amb l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array -ALMA- (Gran Conjunt Mil·limètric-Submil·limètric d'Atacama)), que el nombre de forats negres supermassius binaris propers és més gran del que es pensava anteriorment, cosa que és un bon auguri si aquest és el cas.

Així ho indica un article publicat recentment a The Astrophysical Journal Letters per Michael Koss i els seus col·legues que també han mobilitzat altres instruments observant a altres longituds d'ona, com ara Muse equipant el VLT d'ESO o els telescopis de l'Observatori WM Keck, per estudiar amb més detall UGC 4211, un parell de galàxies en fusió a 500 milions d'anys llum només de la Via Làctia dins la Constel·lació del Cranc.

"Les simulacions van suggerir que la majoria de la població de forats negres binaris a les galàxies veïnes estaria inactiva perquè són més comuns, i no dos forats negres en creixement com hem trobat. ALMA és únic perquè pot veure a través de grans columnes de gas i pols i aconseguir una resolució espacial molt alta per veure les coses molt juntes. El nostre estudi ha identificat un dels parells de forats negres més propers en una fusió de galàxies i com sabem, les fusions de galàxies són molt més freqüents a l'Univers llunyà, aquests binaris forats negres també poden ser molt més comuns del que es pensava", explica Michael Koss en un comunicat del National Radio Astronomy Observatory (NRAO) als EE.UU..

El seu company Ezequiel Treister, astrònom de la Universitat Catòlica de Xile i coautor de la investigació, afegeix que: "Podrien haver-hi molts parells de forats negres supermassius creixent als centres de les galàxies que no hem estat capaços d'identificar fins ara". Si és així, en un futur proper observarem freqüents esdeveniments d'ones gravitatòries causats per fusions d'aquests objectes a tot l'Univers.

Aquest vídeo mostra una il·lustració i imatges d'ALMA de dos forats negres menjant junts i devorant amb avidesa pols, gas i altres materials alterats per la col·lisió. Crèdit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), M. Koss et al (Eureka Scientific), S. Dagnello (NRAO/AUI/NSF)

Ho he vist aquí.

Dolls des de la distància

Clic per engrandir. Encèlad. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

Els fascinants dolls del pol sud d'Encèlad s'observen des de lluny, il·luminats per la llum solar, mentre que la pròpia lluna brilla suaument reflectida per la resplendor de Saturn.

Les observacions dels dolls preses des de diverses geometries d'observació proporcionen diferents perspectives d'aquesta característica extraordinària. Cassini ha recollit una gran quantitat d'informació amb l'esperança de desentranyar els misteris de l'oceà subterrani que s'amaga sota l'escorça glaçada d'aquesta lluna de Saturn.

Aquesta vista mira cap a l'hemisferi d'Encèlad orientat cap a Saturn (504 quilòmetres de diàmetre). El nord és a dalt. La imatge va ser presa en llum visible amb la càmera d'angle estret de la nau espacial Cassini el 13 d'abril del 2017.

La imatge es va prendre a una distància aproximada de 808.000 quilòmetres d'Encèlad i amb un angle de fase Sol-Encèlad-nau de 176 graus. L'escala de la imatge és de 5 quilòmetres per píxel.

La missió Cassini és un projecte de cooperació de la NASA, l'ESA (Agència Espacial Europea) i l'Agència Espacial Italiana (ASI). El Laboratori de Propulsió a Jet, una divisió de l'Institut Tecnològic de Califòrnia a Pasadena, gestiona la missió per a la Direcció de Missions Científiques de la NASA a Washington. L'orbitador Cassini i les seves dues càmeres a bord van ser dissenyats, desenvolupats i acoblats al JPL. El centre d'operacions d'imatge es troba a l'Space Science Institute de Boulder (Colorado).

Per a més informació sobre la missió Cassini-Huygens, feu un clic aquí i a aquí. La pàgina web de l'equip d'imatges de Cassini la trobareu fent un altre clic aquí.

Ho he vist aquí.

El rellotge del dia del judici final.

Rellotge del dia del judici final: la fi de la humanitat mai no ha estat tan a prop!

Clic per engrandir. A principis de 2023, el rellotge del dia del judici final del Butlletí de científics atòmics mostra 90 segons a la mitjanit. La fi de la humanitat no ha estat mai més a prop. Crèdit: he68, Adobe Stock

El rellotge de l'apocalipsi és un rellotge virtual, és clar. Un rellotge el delicat mecanisme del qual és mantingut pels científics. Cada any, el posen en hora. I a principis del 2023, l'acaben de situar només 90 segons abans de la mitjanit. Comprèn que la humanitat mai ha estat tan a prop del seu final!

Així ho va assenyalar l'estiu passat António Guterres, secretari general de les Nacions Unides (ONU). "El món ha entrat en un període de perill nuclear sense precedents des de la Guerra Freda". Ho confirma avui el comitè científic i de seguretat del Bulletin of Atomic Scientists, fundat l'any 1945 per Albert Einstein i per investigadors que van participar en el projecte Manhattan -que tenia com a objectiu el desenvolupament d'armes nuclears-. En el rellotge del dia del judici final, van moure la mà cap endavant 10 segons més, apropant-nos més que mai a la fi del món.

Ara és #90SecondsToMidnight. Llegeix la declaració de 2023 #DoomsdayClock: bit.ly/3j5iDoP

En qüestió, essencialment -però no només, com veurem una mica més endavant- la guerra d'Ucraïna. I en aquest context, sobretot, les amenaces poc velades de Rússia d'utilitzar la força nuclear. Augment del risc d'escalada del conflicte. Ja sigui intencional o fins i tot accidental. També amenaça l'últim tractat d'armes nuclears entre Rússia i els Estats Units. Que ha de caducar d'aquí a tres anys. Seria la fi de les inspeccions i el retorn de la desconfiança i la carrera armamentística. A menys que les dues parts arribin a un acord per llavors.

Les accions realitzades per Rússia als emplaçaments de les centrals nuclears de Txernòbil i Zaporijia també són de naturalesa per preocupar el comitè científic i de seguretat del Butlletí de Científics Atòmics. Perquè representen un risc d'alliberament a gran escala de materials radioactius a la nostra atmosfera.

Clic per engrandir. En aquesta imatge, una captura de pantalla d'un vídeo emès per la televisió estatal de Corea del Nord, veiem a Kim Jong-un supervisant una prova del míssil balístic intercontinental Hwasong-17 el març de 2022. Prova que l'amenaça no només prové de Rússia. Crèdit: Agència Central de Notícies de Corea.

L'amenaça nuclear, una amenaça entre d'altres

Malauradament, l'amenaça nuclear no és l'única que planeja actualment al món. També hi ha el de la guerra biològica o química. Per als experts del Butlletí de Científics Atòmics, de fet, "el flux continu de desinformació sobre els laboratoris d'Ucraïna fa témer que la mateixa Rússia es plantegi el desplegament d'armes biològiques o químiques, que molts experts creuen que segueix desenvolupant".

I més enllà d'aquests efectes tan directes, la guerra d'Ucraïna també té conseqüències indirectes. Perquè dificulta els esforços internacionals per abordar altres preocupacions globals. Com la capacitat de prevenir epidèmies. Detectar-los ràpidament quan es produeixen i reaccionar eficaçment per limitar la seva escalada. O fins i tot com la capacitat de fer front a les amenaces de desinformació o determinades noves tecnologies (satèl·lits, drons, guia de precisió, etc.).

 

Clic per engrandir. Els principals científics i experts en seguretat van avançar el "Rellotge del dia del judici final" a només 90 segons fins a la mitjanit, cosa que indica un major risc per a la supervivència de la humanitat a causa de l'ombra nuclear sobre el conflicte d'Ucraïna i la creixent crisi climàtica. + info fent un clic aquí.

Un últim punt candent per als experts del Bulletin of Atomic Scientists: la lluita contra el canvi climàtic. En primer lloc, perquè la guerra a Ucraïna ha afeblit la voluntat global de cooperar alhora que ha minat la confiança en la sostenibilitat, si no en la viabilitat, de la col·laboració multilateral. Els països dependents del petroli i el gas russos, a més, des de fa diversos mesos intenten diversificar els seus subministraments. I, en fer-ho, s'han recorregut massa sovint a solucions que soscaven els esforços de descarbonització realitzats fins ara. El consum mundial de carbó ha batut un rècord. Un desastre per a les nostres emissions de gasos d'efecte hivernacle, que van assolir un nou rècord el 2022.

Mentre que el rellotge de l'apocalipsi ara només mostra 90 segons abans de la mitjanit, 90 segons abans de la fi del món, el comitè científic i de seguretat del Bulletin of Atomic Scientists demana sobretot mantenir el diàleg perquè en "Aquesta època de perill global sense precedents, concertada cal acció i cada segon compta".

El rellotge del dia del judici final mostra només 100 segons a la mitjanit!

Un virus mortal que amenaça de propagar-se arreu del món des de la Xina. Tensions creixents entre els Estats Units i l'Iran. Austràlia devastada per les flames. Els experts venen avui per confirmar el que sentim des de fa uns mesos: la humanitat mai ha estat tan a prop del seu final. I el rellotge del dia del judici final només mostra "100 segons a mitjanit". Però, sense ofendre els "colapsòlegs" de tots els àmbits de la vida, no està tot perdut. Encara hi ha temps per salvar el món!

Ho he vist aquí.

Descobriment d'estructures estranyes a la Nebulosa de la Papallona

Clic per engrandir. La Nebulosa de la Papallona o NGC 6302. Crèdit: NASA, ESA, Hubble

Els investigadors van estudiar la nebulosa NGC 6302, també anomenada nebulosa de la papallona. Han trobat estructures estranyes, la causa de les quals encara no s'han resolt.

Quan una estrella de menys de 10 masses solars esgota les reserves d'hidrogen per fusió, s'infla i passa a la fase de gegant vermella. Aleshores s'activa una fusió de heli, fins que també s'esgota. I aquí és on es forma una nebulosa planetària: les gegants vermelles expulsen les seves capes externes, i només en queda el cor en forma de nana blanca. Si bé la majoria de les nebuloses tenen forma circular, algunes semblen estranyament com a sorrals, deixant espais buits de matèria. Aquest és el cas de la Nebulosa de la Papallona, també coneguda com a NGC 6302, estudiada per un equip d'investigadors.

Clic per engrandir. Una representació en color de NGC 6302, a partir d'exposicions en blanc i negre preses pel telescopi espacial Hubble el 2019 i 2020. A les regions de color violeta, forts vents estel·lars han estat remodelant activament les nebuloses ales per sobre dels darrers 900 anys. Crèdit: Bruce Balick, Universitat de Washington, Joel Kastner, Paula Baez Moraga, Rochester Institute of Technology, Space Telescope Science Institute

Estranys canvis a les ales de la Nebulosa de la Papallona

Estudis anteriors han demostrat que aquest tipus d'astre es forma quan una estrella està en òrbita al voltant de l'estrella mare, atraient una part de la pols expulsada fins a formar les «ales» de la papallona. Però en el cas de NGC 6302, alguna cosa no està bé: des del 2009 s'han produït canvis a l'interior de les ales. "La Nebulosa de la Papallona és extrema per la massa, la velocitat i la complexitat de les ejeccions de la seva estrella central, la temperatura de la qual és més de 200 vegades més gran que la del sol, però amb prou feines més gran que la Terra", explica Bruce Balick, professor emèrit d'astronomia. "He estat comparant imatges del Hubble durant anys i mai no he vist res igual".

L'equip va descobrir estranyes ejeccions de matèria dins de les ales, que ajuden a treure una part de la matèria de la nebulosa, asimètricament, a més de 1.000 quilòmetres per segon. Alguns dolls de matèria es creuen formant diferents estructures irregulars. Segons els investigadors, aquests processos es podrien deure a la fusió de l'estrella central amb una altra, però no es poden demostrar per manca de visibilitat suficient al centre de la nebulosa. El pas següent és esperar les observacions del telescopi James Webb, ja que el seu instrument NIRCam, especialitzat en infrarojos, podrà penetrar a través de la pols.

Clic per engrandir. Canvis estructurals a la Nebulosa de la Papallona entre 2009 i 2020. La imatge revela patrons de creixement sorprenentment complexos causats per múltiples ejeccions de l'estrella central invisible de la nebulosa en els darrers dos mil·lennis. Crèdit: Lars Borchert i Bruce Balick, Universitat de Washington.

 

Ho he vist aquí.

Atrapat als anells

Clic per engrandir. Imatge de Tetis, un dels satèl·lit de Saturn. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute.

Com una gota de rosada penjant d'una fulla, Tetis sembla estar enganxada als anells A i F de Saturn des d'aquesta perspectiva en aquesta imatge del 2014 de la missió Cassini. Durant més d'una dècada, Cassini va compartir les meravelles de Saturn i la seva família de llunes gelades, portant-nos a mons sorprenents on els rius de metà corren cap a un mar de metà i on dolls de gel i gas llancen material a l'espai des d'un oceà d'aigua líquida que podria acollir els ingredients per a la vida.

La lluna de Saturn Tetis (1.062 quilòmetres de diàmetre), com les partícules de l'anell, està composta principalment de gel. La bretxa a l'anell A a través de la qual és visible Tetis és la bretxa Keeler, que es manté clar per la petita lluna Dafnis (no visible a la imatge).

Aquesta vista mira cap a l'hemisferi de Tetis orientat cap a Saturn. El nord de Tetis és cap amunt i girat 43 graus a la dreta. La imatge va ser presa en llum visible amb la càmera d'angle estret de la nau espacial Cassini el 14 de juliol del 2014. 

Ho he vist aquí.

Dossier. La matèria fosca; 4 La Cosmologia

En aquesta fitxa es presenten les diferents pistes que porten a la hipòtesi de la matèria fosca, així com diverses propostes que s'han fet per intentar dilucidar-ne la naturalesa.

Una observació fonamental de la cosmologia és que l'Univers s'està expandint. La recerca de matèria fosca és un tema d'estudi essencial per entendre l'aparença de galàxies i la formació de la seva estructura.

Clic per engrandir. La cosmologia utilitza la relativitat general. Crèdit: alex_aldo, Adobe Stock.

La Geometria de l'Univers

La gravitació es descriu ara mitjançant la relativitat general, segons la qual les masses (o més exactament l'energia i els fluxos d'energia) corben l'espai-temps (sota aquesta simplicitat desconcertant s'amaguen diverses subtileses. Com l'Univers conté multitud de masses, l'espai-temps té una forma molt irregular, però a gran escala sembla que l'Univers és molt homogeni (una mica com una fulla de metall pot semblar força plana quan es veu des de lluny, encara que estigui tota abonyegada quan es veu de a prop) Això planteja la qüestió de la geometria global de l'espai-temps: es tracta d'una pregunta experimental, que es pot respondre mitjançant observacions astronòmiques. i l'observació d'objectes llunyans permet determinar-la, aleshores comprovem que l'espai és pla, és a dir, que la curvatura global de l'Univers és zero.

 

Teòricament, resulta que aquesta curvatura està relacionada amb la densitat total de matèria i energia. La planitud de l'espai-temps permet quantificar amb bona precisió la densitat massa-energia de l'Univers: correspon a 5,7 àtoms d'hidrogen per m³. La densitat que fa que l'espai sigui pla s'anomena densitat crítica, i per tant l'Univers té una densitat igual a la densitat crítica, dins dels errors de mesura.

Tanmateix, si comptem el que realment veiem a l'Univers, obtenim una densitat molt menor, al voltant de l'1% de la densitat crítica: la densitat de l'Univers és més gran que la observada.

Clic per engrandir. Dues pintures de Vermeer, l'astrònom i l'agrimensor, pintades el mateix any. L'astrònom sempre ha estat un geòmetra, però les connexions es van fer encara més importants al segle XX , quan es va descobrir que fins i tot la cosmologia era una qüestió de geometria. Crèdit: Domini públic.

Nucleosíntesi primordial

L'Univers s'està expandint. Això implica que la densitat de l'Univers era més forta en el passat que en l'actualitat. Extrapolant aquest augment de densitat al passat, obtenim el model del Big Bang calent, segons el qual l'Univers hauria passat per fases molt calentes i molt denses, la seva història es pot resumir com un refredament ràpid. Durant aquest refredament, molts fenòmens físic han produït esdeveniments importants, i aquí només n'indicarem dos. El segon correspon a la formació de la radiació còsmica de fons i sobre això hi tornarem amb detall més endavant. El primer és la condensació dels protons i neutrons en nuclis lleugers, anomenats nucleosíntesi primordial. Abans d'aquest esdeveniment, la temperatura era prou alta perquè l'Univers contingués una gran quantitat de fotons d'alta energia, capaç de dissociar nuclis atòmics en protons i neutrons. Aquests nuclis es podrien formar per reaccions nuclears entre els protons i neutrons presents, però immediatament es van foto-dissociar. La nucleosíntesi té lloc quan la temperatura ha baixat prou perquè la foto-dissociació que acabem d'esmentar esdevingui ineficaç.

Els càlculs indiquen que la quantitat dels diferents nuclis de llum produïts d'aquesta manera depèn només de tres paràmetres, els dos primers dels quals ara semblen ben coneguts:

- la vida útil dels neutrons, ara força ben mesurada (uns 886 segons al buit),
- el nombre de famílies de neutrins (tres segons el model estàndard de la física de partícules: electrònica, muònica i tauònica),
- el nombre de fotons per nucleó a l'Univers (que es manté gairebé constant després de la recombinació). De fet, la discussió anterior permet entendre que com més gran és aquest nombre, més gran és el fenomen de foto-dissociació.

A la pràctica, la comparació entre l'abundància d'elements lleugers a l'Univers i l'abundància prevista per la cosmologia és una prova poderosa de la nostra comprensió d'aquest últim. De fet, aconseguim explicar l'abundància d'almenys quatre elements (deuteri, heli 3, heli 4 i liti 7) escollint un valor adequat de l'únic paràmetre desconegut a priori, el nombre de fotons per nucleó. Finalment, és una  mesura d'aquest paràmetre la que proporciona la comparació d'abundàncies, i trobem que l'Univers conté 1.640 milions de fotons per nucleó.

Tanmateix, la densitat de fotons a l'Univers està molt ben mesurada. La majoria d'aquests fotons pertanyen a la radiació còsmica de fons que descriurem a continuació, les mesures de la qual indiquen una densitat de fotons de 410 fotons/cm³.

Per tant, tenim la densitat de fotons així com el nombre de nucleons per fotó. Ajuntant els dos últims valors, podem deduir la densitat de nucleons de l'Univers! Es troba que la densitat de nucleons és al voltant del 4,4% de la densitat crítica.

Recordeu que la densitat de l'Univers és igual a la densitat crítica. D'això se'n dedueix que el 95,6% de la densitat de l'Univers està format per quelcom que no siguin nucleons.

En la continuació, la matèria que té forma de matèria ordinària s'anomenarà matèria bariònica, per adaptar-se a l'ús general.

Radiació còsmica de fons

Un altre pilar de la cosmologia moderna és la radiació còsmica de fons. No tornarem aquí a la història del seu descobriment, que està íntimament lligada a la de la cosmologia. Simplement notem que marca un altre fet important en la història de l'Univers: la recombinació, nom consagrat per designar l'associació d'electrons i nuclis per formar àtoms. L'equivalent atòmic de la nucleosíntesi, en certa manera. Abans d'aquest esdeveniment, la temperatura era prou alta perquè l'Univers contingués molts fotons prou energètics per dividir els àtoms en nuclis i electrons. Els àtoms es podrien formar quan un electró es trobava amb un nucli proper, però es van foto-dissociar immediatament. La recombinació té lloc quan la temperatura s'ha tornat prou baixa perquè aquesta foto-dissociació esdevingui ineficaç.

En aquest moment, les condicions per a la propagació de la llum canvia radicalment: abans, el medi estava en forma de plasma, i la llum només podia recórrer distàncies molt curtes abans de ser absorbida i després reemesa en una altra direcció; després, el medi està en forma neutra i la llum es pot propagar lliurement. L'Univers ha passat d'un estat de boira a un estat transparent. La llum alliberada en aquest instant va poder viatjar lliurement i la seguim detectant. La longitud d'ona ha estat molt desplaçada al vermell a causa de l'expansió de l'Univers. Emès en l'àmbit de l'ultraviolat, actualment aquesta radiació és observable principalment en el rang de microones. S'anomena "Radiació de fons còsmic", o de vegades CMB segons l'acrònim anglosaxó Cosmic Microwave Background.

El punt que ens interessa aquí és que aquesta radiació porta rastres de l'estat del mitjà en el moment en què es va emetre. L'Univers no era gaire homogeni en aquella època: algunes zones eren més denses i altres menys. Aquestes són les inhomogeneïades que després col·lapsaran gravitacionalment pel seu propi pes, per donar lloc a les grans estructures que formen l'Univers: galàxies i cúmuls de galàxies. Es sospita fermament que aquestes inhomogeneïtats són elles mateixes el resultat de fluctuacions d'origen quàntic a l'Univers primordial (generades en una fase d'expansió ràpida anomenada inflació), les propietats de les quals depenen només de magnituds fonamentals. Analitzant les observacions del CMB amb aquest a priori teòric (el mateix fortament recolzat per diverses observacions), podem deduir amb força precisió les característiques de l'Univers en què vivim, fins al punt que alguns cosmòlegs no dubten a parlar d'una entrada. a l'era de la cosmologia de precisió.

És cert que els resultats són impressionants: l'estudi del CMB permet confirmar la hipòtesi de la inflació, mesurar la taxa d'expansió de l'Univers, però també, entre altres coses, la densitat de barions, la densitat de la matèria fosca i la geometria de l'Univers. Tots els resultats són compatibles amb els de la resta d'indicadors que hem esmentat anteriorment, de vegades amb millor precisió. Aquests resultats es poden resumir de la següent manera:

- l'Univers és pla, la densitat total és igual a la densitat crítica,
- els barions aporten el 4,4% de la densitat crítica,
- la matèria (matèria fosca més matèria) contribueix en un 27% a aquesta densitat crítica (aquesta xifra conté, per tant, un 4,4% de barions),
- la densitat està dominada per un nou component, de vegades anomenada energia fosca, que constitueix el 73% de la densitat crítica.

Cal tenir en compte, però, que l'exactitud d'aquests resultats es basa en determinades hipòtesis teòriques, certament molt raonables i naturals, però que els experiments futurs hauran de verificar, o en els resultats d'altres tipus d'experiments, com els estudis de grans galàxies, que també proporcionen informació cosmològica crucial.

Clic per engrandir. Distribució al cel de la radiació còsmica de fons, observada pel satèl·lit WMAP. Crèdit: NASA/WMAP Science Team.

La formació d'estructures

Les grans estructures que formen el nostre Univers provenen del col·lapse gravItacional de les inhomogeneïtats amb les mateixes propietats que les mesurades al CMB. Comparant les primeres amb les segones, també es poden extreure conclusions sobre el contingut de l'Univers. En particular, si suposem que l'Univers està format només per matèria que veiem, aleshores trobem que no ha passat prou temps entre la recombinació i avui en dia perquè les fluctuacions del CMB s'hagin pogut col·lapsar i donar galàxies. Cal necessàriament que l'Univers contingui un altre tipus de matèria, que podria començar a col·lapsar-se abans de la recombinació i “preparar el terreny”, per excavar els pous de potencial gravitatori en els quals els àtoms podrien col·lapsar-se. Aquesta altre tipus de material ha de ser elèctricament neutre (per no interactuar amb els fotons, ja que aquests eviten el col·lapse de les partícules carregades), pel que no han de ser un nou tipus de partícula, no bariònica (ja que tots els barions coneguts estan carregats).

Per entendre la formació de les estructures, cal suposar que al voltant del 30% de la densitat de l'univers està formada per matèria fosca.

Veure:

Capítol anterior: 3 La matèria fosca; en cúmuls de galàxies
Capítol següent: 5 La matèria fosca: Les galàxies

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C65

Clic per engrandir. Caldwell C65. Crèdits: NASA, ESA, J. Dalcanton and B. Williams (University of Washington), T.A. Rector/University of Alaska Anchorage, T. Abbott, i NOAO/AURA/NSF.

Caldwell 65 és una galàxia espiral impressionant situada a uns 10 milions d'anys llum de la Terra. Té aspecte de disc, ja que la veiem gairebé de costat, cosa que ha portat alguns a sobrenomenar-la la galàxia de la Moneda de Plata. Tot i això, la majoria de la gent l'anomena galàxia de l'Escultor per la constel·lació en què resideix. Aquesta galàxia és una de les més properes més enllà del nostre veïnat local de galàxies, la qual cosa la converteix en un objectiu ideal tant per a astrònoms professionals com a aficionats.

Els foscos núvols de pols i els estels massius dispersos amaguen gran part dels detalls de la galàxia Escultor, raó per la qual el Hubble la va fotografiar tant en llum visible com infraroja amb la seva Càmera Avançada de Sondejos (ACS). Les observacions infraroges ens permeten mirar a través de les capes de pols, revelant detalls que altrament quedarien ocults a la vista. Gràcies a les observacions del Hubble, els científics han descobert que tota la pols de la galàxia Escultor va acompanyada d'una frenètica formació estel·lar, cosa que li ha valgut la denominació de galàxia amb brot estel·lar.

Clic per engrandir. Aquesta imatge del Hubble, presa amb la WFC2 (Càmera de Camp Ample 2) el 1998, enfoca estrelles i pols a prop del centre de la galàxia de l'Escultor (Caldwell 65). Crèdits: NASA, ESA, i el Hubble Heritage Team (STScI/AURA); Agraiments: A. Watson (Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México).

Aquesta imatge del Hubble mostra aproximadament la meitat de la galàxia. El Hubble va estudiar la galàxia de l'Escultor com a part d'un estudi detallat anomenat programa ACS Nearby Galaxy Survey Treasury¹ (ANGST), que va resoldre aproximadament 14 milions d'estrelles a 69 galàxies. El sondeig va explorar les galàxies d'una regió anomenada el Volum Local, la distància del qual oscil·la entre 6,5 i 13 milions d'anys-llum de la Terra. Les observacions del Hubble van proporcionar informació sobre les masses, les estructures, els entorns i les històries de formació estel·lar d'aquestes galàxies.

També catalogada com a NGC 253, la galàxia Escultor va ser descoberta el 1783 per l'astrònoma britànica Caroline Herschel mentre buscava estels. Amb una magnitud de 7,6, aquesta gran galàxia és tot un espectacle fins i tot en telescopis petits. S'observa millor durant la primavera a l'hemisferi Sud. Des de l'hemisferi nord, apareix baixa al cel austral a la tardor.

Per a més informació sobre les observacions del Hubble de Caldwell 65, vegeu:

• NGC 253 al sondeig ANGST
• Després d'un vel polsós s'amaga un bressol de naixement estel·lar.
• El Hubble sondeja el violent naixement d'estrelles a la galàxia NGC 25

 

¹L'ACS Nearby Galaxy Survey Treasury (ANGST) és un sondeig sistemàtic per establir un llegat de fotometria multicolor uniforme d'estrelles resoltes per a una mostra de volum limitat de galàxies properes

Caldwell 65 al web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del blog

Planeta de textures

El Planeta Vermell ofereix un tresor de textures a les imatges captades per la sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), llançada l'agost del 2005. Mentre que les càmeres anteriors d'altres orbitadors de Mart podien identificar objectes no més petits que un autobús escolar, la càmera UAHiRISE de MRO pot detectar una cosa tan petita com una taula de cuina. Nota: les imatges han estat millorades pels investigadors per mostrar el terreny i els detalls mineralògics. Feu una ullada a aquestes característiques úniques:

Clic per engrandir. Una superfície de color turquesa té un cràter a la banda esquerra delineat en color daurat. Altres cràters més petits esquitxen el costat dret de la imatge, també detallats en daurat. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

Les planes septentrionals d'Arabia Terra presenten cràters que contenen curiosos dipòsits de formes i distribució misterioses. Se sospita que es van formar per sublimació de material ric en gel. Les terrasses podrien representar diferents períodes de sublimació. Potser els cràters més grans van penetrar fins a un nivell freàtic situat entre 45 i 60 metres per sota de la superfície i es van inundar després de la formació.

Clic per engrandir. Una superfície crateritzada en blanc i negre, mentre que les formacions d'ondulacions horitzontals es recargolen i giren al voltant del primer pla. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

 

Petits canals formats a terra del molt més gran Kasei Valles, un dels majors canals de desguàs de Mart. Les enormes inundacions que van formar aquests canals van fluir de vegades al voltant d'ambdós costats, formant illes de forma aerodinàmica.  

 Clic per engrandir. Tres dunes s'alineen diagonalment a la imatge. Les dunes són grises dins de cada plec i passen a un color blau violaci al cim de la duna. Petites ondulacions donen textura a cada duna, i sediments blancs esquitxen les dunes al llarg de la part superior dreta. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

Un camp de dunes situat al llarg del marge occidental de Hellas Planitia, el terra d'una depressió gegant a l'hemisferi sud de Mart. Els científics fan moltes fotografies dels mateixos camps de dunes per veure si poden detectar canvis que indiquin que les dunes s'estan movent. Alguns camps de dunes marcians es desplacen i mouen en les condicions ambientals actuals, però a un ritme molt més lent que a la Terra.

Ho he vist aquí.

Els més llegits del 2022

Deixem enrere l'any 2022 i fem una mica de resum dels 10 articles més llegits aquest any. Aquests són els que ho han estat, incorporem l'enllaç per si en voleu saber més, només heu de fer un clic damunt de l'article:

1 Quina és l'estrella més gran de l'Univers?

Comparació de la mida del Sol amb la d'UY Scuti, la estrella més famosa. Crèdit: Philip Park, Wikimedia Commons, CC by-sa 3.0

 2 Per què es fan bombolles al terra quan plou?

3 Com es mesuren les distàncies a l'Univers?

4 Viatjar a Mart; quant es triga a arribar-hi?

Clic per engrandir. La superfície de Mart fotografiada pel rover Curiosity el 2014. Crèdit: NASA

5 Per què els planetes són rodons?

6 Quants meteorits han caigut a la Terra?

7 Dossier: 10 preguntes essencials sobre l'Univers

8 Per què veiem la sang blava a les nostres venes?

9 Quina és la mida de l'Univers?

10 Quin és l'objecte més gran de l'Univers

Clic per engrandir. Dins del nostre univers, els objectes rivalitzen per endur-se el títol d'objecte més gran. Crèdit imatge: alex_aldo, Adobe Stock

És evident l'afany per saber, i es que la quasi totalitat dels títols de les entrades més vistes, son preguntes. Esperem a veure com evoluciona aquest 2023.

Cometa C/2022 E3 (ZTF): El cometa brillant que passarà a prop de la Terra

 Clic per engrandir. El cometa C/2022 E3 (ZTF). Crèdit: Dan Bartlett

Segons l'astrònom Chris Vaughan, el cometa C/2022 E3 (ZTF) ja és visible com un tènue pegat borrós a través de prismàtics i telescopis a l'hemisferi nord. Arriba al punt més alt del cel abans de l'alba. A finals de gener, esdevindrà circumpolar per als observadors de l'hemisferi nord i serà visible entre les osses Major i Menor durant la nit. Els observadors de l'hemisferi sud hauran d'esperar fins a principis de febrer. Continueu llegint per obtenir més informació sobre el cometa que podria convertir-se en el més brillant de l'any.

C/2022 E3 (ZTF): Per què s'anomena així?

El 2 de març de 2022, es va veure un nou cometa a la constel·lació de l'Àguila a una distància de 4 UA del Sol. Aleshores, semblava un punt tènue amb una magnitud de 17. Tres equips d'astrònoms van prendre imatges del nou objecte per confirmar que té coma i, per tant, és un cometa, no un asteroide.

El nom del cometa codifica dades sobre on i quan es va veure per primera vegada:

- La lletra C significa que el cometa no és periòdic (només passarà pel Sistema Solar una vegada o pot trigar més de 200 anys a orbitar el Sol).

- 2022 E3 significa que el cometa va ser detectat a principis de març de 2022 (que es correlaciona amb la lletra E segons el sistema de denominació de cometes aprovat per IAU ) i va ser el tercer objecte descobert en el mateix període.

- ZTF significa que el descobriment es va fer amb telescopis de la instal·lació transitòria de Zwicky.

Quina és la millor hora per observar C/2022 E3 (ZTF)?

L'estel ara es dirigeix cap al Sistema Solar interior, gradualment fent-se més brillant. El 12 de gener del 2023, arribarà al periheli, o s'acostarà més al Sol, a una distància de 1,11 UA. La magnitud de l'estel serà d'aproximadament 6,5. L'1 de febrer del 2023, passarà per la Terra a una distància de 0,28 UA mentre vola a través de la constel·lació de la Girafa. Aquest és el millor moment per veure l'estel, ja que arribarà a la seva brillantor màxima. La magnitud esperada a diferents fonts varia de 5,1 a 7,35. S'estima que, per a aquest moment, l'estel es podrà observar amb binoculars o, segons alguns pronòstics, fins i tot amb l'ull sense ajuda.

Com veure el cometa?

Les regles d'observació dels cometes són generalment les mateixes que per als objectes del cel profund: proveu de trobar els cels més foscos i porteu un telescopi o uns prismàtics per obtenir una millor imatge. El truc de la visió perifèrica també us pot ajudar a localitzar el cometa.

La brillantor del cometa és difícil de predir: hi va haver casos en què els cometes, que s'esperava que fossin excepcionalment brillants, es van enfosquir de sobte o es van desfer al periheli. Per tant, l'accés a les dades més recents és essencial.

Com trobar C/2022 E3 (ZTF) al cel?

La manera més senzilla de localitzar el cometa és utilitzar aplicacions d'observació d'estrelles com Star Walk 2 i Sky Tonight. Per exemple, si feu servir Sky Tonight, toqueu la icona de la lupa a la part inferior de la pantalla. A continuació, escriviu "C/2022 E3 (ZTF)" a la barra de cerca i cerqueu el nom del cometa que apareixerà als resultats de la cerca. Toqueu la icona de l'objectiu davant del nom i l'aplicació mostrarà la posició actual del cometa. Apunta el teu dispositiu cap al cel i segueix la fletxa blanca per trobar-lo.

Els caçadors de cometes de la vella escola poden preferir passar pels llocs web temàtics abans de la sessió d'observació. Per exemple, theskylive.com i astro.vanbuitenen.nl proporcionen mapes de cerca i mostren la ubicació i la trajectòria actuals del cometa a l'espai. A aerith.net, també podeu trobar actualitzacions setmanals sobre els cometes més brillants, incloses les efemèrides i les condicions d'observació en diferents hemisferis.

Clic per engrandir. Crèdit: Dominique Dierick

Quan puc veure el cometa?

Si esteu a l'hemisferi nord, podeu veure el cometa C/2022 E3 (ZTF) ara mateix! Ja ha arribat a la magnitud 7 i és fàcilment observable a través de grans prismàtics o qualsevol telescopi. Podeu trobar el cometa a la constel·lació Corona Boreal, entre l'asterisme Keystone a Hèrcules i la brillant estrella Arcturus al Bover. El cometa es fa visible poc després de la mitjanit i s'enfila al més alt del cel just abans de l'alba . Els observadors de l'hemisferi sud només podran veure el cometa a principis de febrer de 2023.

A mitjans de gener de 2023, el cometa es traslladarà al Bover, després visitarà el Dragó i l'Ossa Menor durant un parell de dies per assolir la seva màxima brillantor l'1 de febrer de 2023, a la constel·lació de la Girafa. En aquest moment, tornarà a aparèixer als cels del sud i serà visible a tot el món amb prismàtics o, amb sort, fins i tot a ull nu.

El 12 de febrer, C/2022 E3 (ZTF) s'acostarà molt a Mart , que brillarà en vermell a la magnitud 0. Tots dos objectes estaran situats a la constel·lació de Taure. Uns dies més tard, el 15 de febrer, el cometa passarà prop de la brillant estrella Aldebaran (magnitud 1) i del cúmul estel·lar de les Hiades.

Conclusió: el Сometa C/2022 E3 (ZTF) ja és visible amb prismàtics i telescopis. L'1 de febrer de 2023, arribarà a la màxima brillantor i podria convertir-se en un objecte visible a ull nu!

Ho he vist aquí.

Univers i Sistema Solar, els fonaments de l'astronomia

Naixement de l'univers i del sistema solar, problemes actuals i principals descobriments recents.

L'astronomia no és una ciència exacta i encara queden moltes preguntes sense resposta. Per exemple, què va provocar el Big Bang, o fins i tot allò que hi ha darrere dels límits de l'univers? Ningú ho sap. Potser mai ho sabrem.

Clic per engrandir. Nebulosa d'Orió. Crèdit: Steve Black, domini públic.

Clic per engrandir. El sistema solar. Crèdit: Domini públic 

Aquesta fitxa ofereix una primera aproximació a l'astronomia, abordant els diferents planetes del Sistema Solar, els descobriments al llarg dels anys, així com les teories sobre la fi de l'univers.

Des del naixement de l'Univers fins al Sistema Solar

Com es va formar el sistema solar? Com es classifiquen els seus planetes? Per què Plutó va plantejar un problema en la seva definició? Respostes a preguntes clau sobre l'Univers i el Sistema Solar.

Clic per engrandir. Cronologia de la història de l'Univers. Crèdit: National Science Foundation, Wikimedia commons, CC 3.0

La qüestió de l'origen de l'univers

Molta gent es pregunta sobre l'origen de l'Univers. Com va néixer? Fins a dia d'avui els astrònoms encara no ho saben, però especulen. Alguns diuen que l'Univers no va tenir principi i sempre va existir. Difícil de concebre. Altres diuen que va tenir un principi i que tindrà un final. Ja és més probable.

El 1927, el belga Georges Lemaitre va plantejar la teoria del Big Bang. Aquesta última hauria estat una explosió gegantina materialitzant el moment 0 de l'univers. A partir d'aquell moment va començar a expandir-se com una taca d'oli. Encara avui l'univers s'està expandint. La prova va ser presentada l'any 1929 per l'astrònom nord-americà Edwin Hubble. Els científics intenten retrocedir en el temps fins al moment del Big Bang. Com? Has de saber que la llum es mou a 300.000 quilòmetres per segon.

Alguns estrelles estan tan lluny de nosaltres que la seva llum triga centenars o fins i tot milers de milions d'anys a arribar-nos. Per tant, és possible percebre estrelles que de fet ja no existeixen! A través de diverses observacions, hem aconseguit remuntar unes hores després del naixement de l'Univers. La qual cosa semblaria confirmar la teoria de Georges Lemaître.

La primera: extensió cap a l'infinit. La segona: un dia aturarà la seva extensió per arrossegar-se sobre si mateixa. Els estudiosos anomenen això el "Big Crunch". Això podria provocar una nova explosió. Alguns fins i tot van proposar la hipòtesi d'un etern reinici. Big Bang, extensió, retracció, Big Crunch, segon Big Bang... Potser estem en una de les seves moltes fases d'extensió!

El sistema solar

A tot arreu i en qualsevol punt de l'Univers observable, hi ha matèria i gas. Però en determinats llocs, aquesta matèria es concentra per formar nebuloses. El nostre sistema solar va néixer fa 4.500 milions d'anys d'una nebulosa primitiva. Sota l'efecte d'una reacció, probablement per l'explosió d'una supernova, es va col·lapsar sobre si mateixa formant un disc que girava cada cop més ràpid. Al cor del disc, la pressió i la temperatura són tan importants que va començar a brillar, el Sol va néixer. Durant la seva formació, el Sol no va utilitzar tot el material inicial: la resta va formar un disc al seu voltant. A poc a poc, aquest material restant va xocar per formar-se en petits planetes que a poc a poc va anar creixent fins a formar els planetes del Sistema Solar que avui coneixem.

El Sistema Solar està format per vuit planetes que es divideixen en dos grups:

Clic per engrandir. Els planetes tel·lúrics: Mercuri, Venus, la Terra i Mart. Crèdit: NASA, domini públic

Mercuri, Venus, la Terra i Mart. Són planetes densos, de mida mitjana, amb una estructura rocosa químicament diferenciada, que han completat el seu procés de formació.

Clic per engrandir. Comparació entre Mart i la Terra, dos planetes tel·lúrics. Crèdit: DR

Els planetes gasosos

Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Segons els astrònoms, aquests planetes no han acabat el seu procés de formació i podrien convertir-se en planetes tel·lúrics.

Entre Mart i Júpiter, com per marcar el límit entre els planetes tel·lúrics i gasosos, hi ha el cinturó d'asteroides. Es tracta de còdols més o menys grans que giren al voltant del Sol. La majoria de cometes provenen d'aquest cinturó. Però quin és el seu origen? Els astrònoms tenen dues versions: alguns diuen que aquest cinturó d'asteroides és les restes de la formació del Sistema Solar. Aquests blocs de pedra haurien d'haver donat a llum un planeta. Però la presència del "monstre" Júpiter (el planeta més gran del Sistema Solar) i la seva forta gravetat hauria impedit la seva formació. Altres diuen que s'hauria format un planeta i sempre per la forta atracció de Júpiter hauria esclatat a trossos.

Clic per engrandir. Els planetes gasosos: Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Crèdit: NASA, domini públic

El planetes gasosos tots tenen anells, però només els de Saturn són visibles des de la Terra. D'on venen aquests anells? Els científics creuen que originalment tots els planetes tenien anells. Pel mateix procés de formació dels planetes, aquests anells haurien donat a llum satèl·lits naturals, una mena de petit planetoide que gira al voltant d'un planeta. Així els anells de la Terra haurien donat a llum la Lluna. Per tant, és molt possible que els anells dels planetes gasosos donin a llum satèl·lits d'aquí a uns quants milions d'anys.

Ho sabies? Júpiter hauria d'haver estat una estrella! En el seu procés de formació, la reacció nuclear per encendre'l no es va produir. Per sort! En cas contrari, avui no estaries llegint aquestes línies. De fet, el calor regnant a la Terra hauria estat massa important perquè la vida s'hi pogués desenvolupar.

El cas de Plutó

Quan es va descobrir, es va considerar que era un satèl·lit de Neptú. Però la seva òrbita allargada recordava més aviat un 9è planeta. Però hi ha un altre cinturó d'asteroides (cinturó de Kuiper) després de Plutó que marca el límit del nostre Sistema Solar, fet que fa especular que Plutó és en realitat un asteroide. El que ha desconcertat els astrònoms és que ell té un satèl·lit. De fet, encara no hem vist mai asteroides que els posseeixin, però per què no? L'any 2006, La Unió Astronòmica Internacional va decidir: Plutó és eliminat oficialment dels planetes del Sistema Solar i obté l'estatus de planeta nan. 

El sistema solar tindrà un final?

El sistema solar tindrà un final? La resposta és que sí. De fet, la vida del Sistema Solar depèn del mateix Sol. Sapigueu que per brillar, crema diverses tones de combustible per segon! Malgrat això, té prou reserves per brillar durant 5.000 milions d'anys més. Només està a la meitat de la seva vida! Quan hagi cremat totes les seves reserves, s'inflarà i es convertirà en una gegant vermella. Els planetes tel·lúrics seran engolits per aquest "ogre vermell", després expulsarà la matèria restant a l'espai i es condensarà per convertir-se en una nana blanca dels quals un didal de material pesarà diverses tones. En aquell moment el Sistema Solar haurà desaparegut completament. Cremarà les seves últimes reserves i finalment s'extingirà. Es convertirà en una nana marró i serà invisible.

Els principals descobriments en astronomia

Descobriments en astronomia, n'hi ha cada dia! Així doncs, parlarem d'alguns dels principals.

Clic per engrandir. Hiperió, la lluna de Saturn. Crèdit: NASA

Radiació fòssil

A la part dedicada al naixement de l'univers, la teoria del Big Bang. L'any 1965 es va descobrir una radiació que es registra a tot arreu de l'univers. Aquesta radiació és en realitat del Big Bang. Va ser batejada com a radiació còsmica. Les observacions del WMAP ens van fer conèixer millor i ens van permetre determinar l'edat de l'univers observable: 13.700 milions d'anys.

Energia fosca i matèria fosca

L'any 1998, cop de martell món de l'astronomia: descobrim l'existència de la energia fosca, que suposaria el 70% del nostre univers. Depenent de la naturalesa de l'energia fosca, l'univers acabarà o no en un Big Crunch. 

El 2006  es va confirmar la primera evidència indirecta forta de la presència de matèria fosca.

Clic per engrandir. Avui sabem que l'aigua fluïa a Mart. Crèdit: TopTechWriter-US, Flickr CC per nc-sa 3.0 

Aigua a Mart

Mart sempre ha fascinat la humanitat. Fàcilment visible a ull nu, els homes han imaginat el planeta habitat per marcians! Mirant el planeta, van imaginar que van veure canals que corrien per la seva superfície, connectats a estacions de bombeig! No va ser fins l'any 1971 que la sonda Mariner IX va sobrevolar el planeta per demostrar que el que pensàvem que eren canals eren en realitat canyons. Però aleshores, per quin fenomen es van buidar? Amb aigua, és clar! I sí, els científics planetaris van descobrir que fa milers de milions d'anys l'aigua fluïa a Mart. Això va ser confirmat per les observacions dels primers rovers marcians Spirit i Opportunity.

Malauradament l'atmosfera molt prima de Mart no podia permetre conservar aquest "ingredient" vital per al desenvolupament de la vida. Això no vol dir que no hi hagi aigua sota la seva superfície i de fet, la sonda Phoenix fins i tot hauria observat aigua líquida.

El descobriment dels planetes

Per entendre la formació del nostre sistema solar, els astrònoms busquen altres planetes. El 1995, un gir dramàtic dels esdeveniments: es va descobrir un planeta prop de Pegàs!. Des de llavors, s'han descobert més de 500 exoplanetes. Hubble fins i tot ha detectat alguns en el visible com Fomalhaut b. Però són habitables o estan habitats? Malauradament, fins ara, aquests planetes no poden suportar la vida tal com la concebem. De fet, estan massa a prop o massa lluny de les seves estrelles. 

Ho he vist aquí.