El telescopiWebb de la NASA ha observat recentment el núvol molecularSagitari B2: la regió de formació estel·lar més massiva i activa de la nostra galàxia, situada a només uns centenars d'anys llum del forat negre supermassiu central de la Via Làctia. Els astrònoms volen esbrinar per què aquest núvol és molt més actiu que la resta del centre galàctic. Tot i que Sgr B2 només té el 10% del gas del centre galàctic, produeix el 50% de les estrelles.
Fins i tot amb la sensible capacitat infraroja de Webb, que us permet veure a través dels núvols de pols i gas, hi ha regions tan denses que el nostre telescopi orbital no pot veure a través d'elles. Aquests densos núvols són la matèria primera de les futures estrelles, i un capoll per a aquelles que encara són massa joves per brillar.
Clic a les imatges per engrandir. Les tres primeres diapositives d'aquest carrusel mostren Sgr B2 tal com veu l'instrument d'infraroig mitjà de Webb, que va capturar amb un detall sense precedents la pols còsmica brillant escalfada per estrelles massives molt joves. Observeu que, mentre que la pols i el gas brillen de forma espectacular, totes les estrelles brillants desapareixen de la vista. Per contra, a les longituds d'ona de l'infraroig proper (que es veuen a les tres últimes imatges), són les estrelles de colors les que acaparen tota l'atenció. Els astrònoms intentaran descobrir les masses i les edats d'aquestes estrelles per comprendre millor com es formen en aquesta densa i activa regió del centre galàctic. Crèdits: Imatge: NASA, ESA, CSA, STScI, Adam Ginsburg (Universitat de Florida), Nazar Budaiev (Universitat de Florida), Taehwa Yoo (Universitat de Florida); Processament de la imatge: Alyssa Pagan (STScI)
Clic a les imatges per engrandir. Dues imatges de l'espai, cadascuna dividida en tres diapositives. Les tres primeres diapositives mostren un remolí de núvols vermells i magenta, amb punts brillants de color blau de sis puntes que brillen a través seu. A les tres segones diapositives, es veu la mateixa imatge en tons taronges, però les estrelles són molt més nombroses i omplen la pantalla gairebé del tot. Crèdits: Imatge: NASA, ESA, CSA, STScI, Adam Ginsburg (Universitat de Florida), Nazar Budaiev (Universitat de Florida), Taehwa Yoo (Universitat de Florida); Processament de la imatge: Alyssa Pagan (STScI)
Clic a la imatge per engrandir. Caldwell 100. Crèdit: NASA i l'equip Hubble Heritage (STScI/AURA); Agraïment: Bo Reipurth (Universitat de Hawaii)
Caldwell 100 (també anomenat Collinder 249) és una col·lecció dispersa d'estrelles, coneguda com a cúmul obert, incrustada en una gran nebulosa (anomenada IC 2944) a uns 6000 anys llum de la Terra. La brillantor vermellosa del gas hidrogen que envolta el cúmul és típica de les nebuloses d'emissió que es troben a les regions de formació estel·lar massiva. Aquesta imatge del Hubble, presa en llum visible amb la Càmera Planetaria i de Camp Ampli 2, mostra una petita part d'aquesta regió.
La imatge del Hubble se centra en una part especialment interessant del cúmul, on es troben núvols relativament petits i coagulats. Aquestes estructures ombrívoles es denominen glòbuls de Bok, en honor a l'astrònomBart Bok, que les va estudiar exhaustivament. Els glòbuls són núvols freds de gas, molècules i pols còsmica, i són tan densos que bloquegen tota la llum que hi ha darrere seu. És possible que s'estiguin formant nous estels dins dels glòbuls de Bok mitjançant la contracció de la pols i el gas molecular sota la seva pròpia gravetat. Els núvols foscos que es veuen aquí solen anomenar-se glòbuls de Thackeray, en honor a l'astrònom anglès Andrew David Thackeray, que va ser el primer a observar-los el 1950.
Els astrònoms han obtingut nous coneixements sobre la intricada estructura dels glòbuls de Bok gràcies a aquesta observació del Hubble. Els glòbuls mostren signes de fractures violentes, cosa que demostra que estan sent esquinçats per forces poderoses. Els radioastrònoms van descobrir el feble xiulet de les molècules dins dels glòbuls, cosa que els va donar pistes sobre els processos celestes que s'estan produint al cúmul. Els astrònoms es van adonar que, encara que els glòbuls semblen surar suaument i pacífica en un mar còsmic, en realitat s'agiten entre si a velocitats supersòniques, com si haguessin estat llançats per la borda a un oceà galàctic violentament agitat. Això pot ser degut a la potent radiació ultraviolada expulsada per estrelles lluminoses i massives. Aquestes estrelles escalfen el gas d'aquesta regió, provocant-ne l'expansió i el flux contra els glòbuls, cosa que finalment condueix a la seva destrucció.
Amb una magnitud de 2,9 per a la nebulosa i magnituds de 7 i 8 per a les estrelles més brillants del cúmul, Caldwell 100 s'observa fàcilment amb uns prismàtics grans. Per observar els glòbuls de Bok propers, proveu de fer servir un telescopi equipat amb un filtre de nebulosa. Situat a la constel·lació de Centaure, Caldwell 100 es veu millor durant els mesos de tardor a l'hemisferi sud, però es pot observar a la primavera des de l'hemisferi nord si s'està a prop de l'equador. El cúmul i la nebulosa circumdant van ser descoberts per l'astrònom nord-americà Royal H. Frost des del seu observatori al Perú el 1904.
El 19 de juliol de 2013, la nau espacial Cassini va tenir l'oportunitat única de mostrar-nos Saturn, set de les llunes, els anells interns i, al fons, el nostre planeta natal, la Terra. Som aquest puntet diminut!
Saturn es trobava en una posició que bloquejava els potents i potencialment nocius raigs del Sol, cosa que va permetre a les càmeres a bord de la Cassini aprofitar aquesta geometria de visió única. Amb les càmeres gran angular i d'angle estret de la Cassini apuntant Saturn, la nau espacial va capturar 323 imatges en poc més de quatre hores. Aquest mosaic en color natural utilitza 141 de les imatges gran angular preses.
Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge de Saturn està dividida
en dues meitats. Cada part mostra la meitat del planeta i els anells.
Saturn és una esfera fosca amb un contorn brillant. Els seus anells més
externs són borrosos i blaus. Els anells esdevenen més nítids a mesura
que s'acosten al planeta. Aquests anells interns són grocs. Crèdit:
NASA/JPL-Caltech/SSI
Aquest mosaic és especial, ja que marca la tercera vegada que el nostre planeta natal ha estat fotografiat des del sistema solar exterior, el segon cop que ha estat fotografiat per la Cassini des de l'òrbita de Saturn i la primera vegada que els habitants de la Terra han estat informats per endavant que la seva foto seria presa des d'una distància tan gran.
Clic a la imatge per engrandir. Tractament per fusionar les dues imatges anteriors. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/SSI. Sci-Bit.
El telescopiJames Webb (JWST) de la NASA és el telescopi més gran mai llançat a l'espai i compta amb una varietat de càmeres i altres instruments que proporcionen diferents perspectives sobre l'univers.
La primera imatge que es mostra aquí d'una nebulosa planetària llunyana coneguda com NGC 6072 es va prendre amb la càmera de l'infraroig proper del Webb, o NIRCam. El NIRCam està dissenyat per capturar llum a longituds d'ona de 0,6 a 5 micres, corresponents a tons de llum vermells (visibles) i llum gairebé visible a l'espectre infraroig.
La segona imatge, presa per MIRI: L'instrument d'infraroig mitjà del Webb. Com el seu nom indica, MIRI recull llum al centre de l'espectre infraroig, una mica més lluny de la llum visible que les freqüències estudiades per NIRCam.
Altres telescopis estudien la llum en altres parts de l'espectre electromagnètic: llum visible, ones de ràdio, fins i tot raigs X i raigs gamma! La combinació de totes aquestes dades dóna als astrònoms una imatge completa del cosmos que ens envolta.
Clic a la imatge per engrandir. Una explosió complexa i molt detallada en tons vermells i taronges s'estén des d'una regió brillant al centre. Diverses estrelles i galàxies omplen el fons, amb pics de difracció de sis punts. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STSCI
Clic a la imatge per engrandir. Una imatge similar a l'anterior, però en tons blaus i blaus verdosos en lloc de vermells i taronges. Aquesta imatge no és tan detallada, però mostra més clarament l'estrella central brillant al mig. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STSCI
Clic a la imatge per engrandir. Les observacions de Fermi mostren un excés de raigs gamma al cor de la Via Làctia. En aquest fotomuntatge, estan superposats en fals color sobre una imatge d'ona visible. Crèdit: NASA.
Fa gairebé 15 anys, les observacions de raigs gamma suggerien que existia matèria fosca en descomposició al cor de la nostra Via Làctia. Noves proves han reviscut el debat sobre la validesa d'aquesta evidència de l'existència d'aquesta matèria exòtica postulada per la cosmologia moderna.
Àudio en francès. Segons càlculs i observacions, hi ha una gran quantitat de matèria invisible a l'espai. Aquesta massa misteriosa, anomenada matèria fosca, continua sent un enigma amb el qual molts investigadors encara s'enfronten avui dia. Com a part de la seva sèrie de vídeos "Preguntes d'experts" sobre física i astrofísica, l'editorial De Boeck va entrevistar Richard Taillet1, investigador del LAPTh, per explicar-nos més sobre aquesta matèria fosca.
La saga de la matèria fosca té alguns girs i tombs nous en aquest moment. Hi ha algunes especulacions sobre si podria ser de color després de tot, i finalment, una publicació a la reconeguda revista Physical Review Letters revisa una pregunta que s'ha fet sobre les observacions fetes durant més d'una dècada en astronomia de raigs gamma.
La publicació en qüestió també existeix com a article d'accés obert a arXiv. Està feta per un equip d'astrofísics i cosmòlegs, entre els quals el famós cosmòleg britànic Joseph Silk (conegut pels seus populars treballs sobre el Big Bang, la matèria i l'energia fosca), professor de física i astronomia a la Universitat Johns Hopkins i investigador a l'Institut d'Astrofísica de la Universitat de la Sorbona, i que era molt conegut pel difunt Richard Taillet.
Aquesta és una possible reinterpretació de les observacions fetes amb el telescopi espacial de raigs gamma Fermi de la NASA utilitzant noves simulacions numèriques motivat per les observacions d'un altre telescopi espacial, però de l'ESA, ja que és el resultat de la missió Gaia que va observar la Via Làctia.
Però abans d'arribar-hi, uns quants recordatoris del que ja s'ha explicat fa molt de temps serà útil.
Per què necessitem la matèria fosca?
Arribem sempre a no poder fer néixer prou ràpid en el cosmos observable les galàxies sense matèria fosca, i les partícules que la componen també són un ingredient fonamental a través dels filaments que formen col·lapsant gravitacionalment per fer créixer les galàxies (com va explicar el cosmòleg Romain Teyssier a Futura). Les observacions de Planck pel que fa a la radiació fòssil també són incomprensibles fins ara sense la matèria fosca.
Però, com el seu nom indica, les partícules de matèria fosca no irradien llum, o si més no molt poca, el que implica que han de ser neutres o amb una càrrega molt feble. Sabem que aquesta matèria no pot estar composta completament, ni remotament, de partícules del model estàndard en física d'alt nivell d'energia, perquè això contradiria els càlculs i les observacions relatives a la nucleosíntesi primordial, que proporciona les abundàncies dels nuclis d'hidrogen, de heli i els seus isòtops al final del Big Bang. Una part molt petita de la matèria fosca es troba en la forma dels neutrins del model estàndard, i es podria esmentar el fet que una part dels protons del Big Bang també s'amaga en els filaments de matèria que connecten les galàxies i cúmuls de galàxies.
Però, com podem demostrar l'existència d'aquestes partícules de matèria fosca en el cosmos observable si no irradien o irradien molt poc?
Es podria pensar que la matèria fosca només es fa senyals a si mateixa a través de la força gravitatòria que exerceix, més important que el de les masses en forma de barions ja que la seva contribució a les masses de les galàxies i els cúmuls de galàxies és més gran. Però diversos models teòrics d'aquestes partícules exòtiques, mai abans vistes en acceleradors o detectors enterrats a la Terra, mostren que, tanmateix, poden ser indirectament responsables d'emissions de radiació.
Aquest vídeo comença amb una immersió cap al centre de la Via Làctia amb imatges preses en el rang visible. Acaba superposant aquestes imatges amb les preses en el domini dels raigs gamma amb els instruments de Fermi. Mostren una regió d'uns 5.000 anys llum de diàmetre que és particularment brillant en falsos colors. El vermell indica la brillantor màxima. Crèdit: NASA, YouTube
Fotons gamma produïts per l'aniquilació de la matèria fosca
En aquest cas, es tracta de fotons raigs gamma que es produirien per l'aniquilació de parells de partícules i antipartícules de matèria fosca. La idea és antiga, ja que es va formular per primera vegada a finals dels anys setanta.
De fet, durant anys ens hem estat preguntant sobre els excessos de raigs gamma que el telescopi espacial de raigs gamma Fermi detecta al centre de la Via Làctia i de la Galàxia d'Andròmeda.
Els models de matèria fosca tendeixen a predir la seva acumulació al cor de les galàxies. La densitat de matèria fosca allà esdevé més alta que a l'halo esfèric que se suposa que banya les galàxies i explica els moviments ràpids d'estrelles i del gas a la vora de les galàxies (podem intentar prescindir de la matèria fosca modificant les lleis de la mecànica celeste newtoniana amb MOND (sigles en anglès de dinàmica newtoniana modificada), però això no és sense plantejar problemes), les trobades entre partícules de matèria fosca que poden conduir a la seva aniquilació són més nombroses i, per tant, la radiació que produeixen aquestes col·lisions, potser, seria més intensa.
No obstant això, el 2015, un equip de físics nord-americans del MIT i de la Universitat de Princeton havien presentat un argument preocupant contra aquesta explicació de l'excés de raigs gamma detectats per Fermi al cor de la Via Làctia.
Fermi, supernoves i púlsars de raigs gamma. Per obtenir una traducció al català força precisa, feu clic al rectangle blanc de la cantonada inferior dreta. Aleshores haurien d'aparèixer els subtítols en anglès. A continuació, feu clic a l'asterisc a la dreta del rectangle, després a "Subtítols" i finalment a "Traduir automàticament". Trieu "Català". Crèdit: NASA Goddard.
Emissions gamma contínues o discretes? El raonament era el següent. Sabem que les explosions de supernoves i estrelles de neutrons, que es poden detectar en forma de púlsars, són fonts importants de raigs gamma. Tenim dificultats per observar l'aparició d'aquestes fonts al bulb de la Via Làctia, perquè els núvols de gas i pols —que s'interposen entre nosaltres i el cor de la Galàxia— absorbeixen part de les diverses radiacions produïdes per l'estrelles que hi ha. Per tant, es podria suposar que l'excés d'emissions gamma observades al centre de la Via Làctia només eren el producte d'una gran població de púlsars la presència dels quals no s'havia establert prèviament. Per intentar diferenciar entre les dues hipòtesis, partícules de matèria fosca o púlsars, els astrofísics havien construït un model per interpretar les observacions de Fermi. En poques paraules, si les emissions de raigs gamma són la signatura d'una distribució de matèria fosca, un mapa prou precís d'aquestes emissions hauria de mostrar que varien de manera força suau i contínua.
Per contra, una població de púlsars, quan s'amplien aquestes emissions, hauria de produir un mapa amb grups, cadascun associat a un púlsar. El 2015, utilitzant el seu model per analitzar els senyals de Fermi, els investigadors van concloure que la hipòtesi del púlsar era fortament afavorida.
Però aquí arriben les noves contribucions de Joseph Silk i els seus col·legues.
Gaia ens va ensenyar que la història de la Via Làctia ha estat marcada per esdeveniments turbulents en forma de col·lisions amb petites galàxies nanes que absorbia. Per tant, no hauríem d'esperar una concentració tan regular de matèria fosca al bulb galàctic com es va predir inicialment. Tenint en compte la informació proporcionada per GAIA, els investigadors van utilitzar simulacions amb superordinadors per predir amb més precisió la forma de la distribució de la matèria fosca al cor de la nostra galàxia.
Suposant, per tant, que aquesta matèria està ben descrita per teories que també preveuen la possibilitat que produeixi indirectament radiació gamma, trobem que la hipòtesi del púlsar només està a l'alçada de la matèria fosca a l'hora d'explicar les observacions del telescopi Fermi.
De fet, anem encara més enllà. Les properes observacions en el marc de l'astronomia gamma, que aviat seran possibles gràcies a l'Observatori Cherenkov Telescope Array, podrien acabar decidint entre les dues hipòtesis. El CTAO hauria d'oferir imatges del cel amb una sensibilitat i resolució angular deu vegades més gran que els observatoris actualment en funcionament (HESS, Magic, Veritas).
El telescopi espacial James Webb de la NASA ha captat una flamarada de gasos bullents que brolla d'una estrella monstruosa en creixement volcànic. Amb una extensió de 8 anys llum, la longitud de l'erupció estel·lar és aproximadament el doble de la distància entre el nostre Sol i els estels més propers, el sistema Alfa Centauri. La mida i la força d'aquest raig estel·lar en particular, situat en una nebulosa coneguda com a Sharpless 2-284 (Sh2-284 per abreujar), el qualifiquen com a rar, segons els investigadors.
Travessant l'espai a centenars de milers de quilòmetres per hora, el flux s'assembla a un sabre làser de doble fulla de les pel·lícules de Star Wars. La protoestrella central, amb un pes equivalent a deu vegades el del nostre Sol, es troba a 15.000 anys llum de distància, als confins de la nostra galàxia.
El descobriment de Webb va ser fortuït. «Abans de l'observació, no sabíem realment que existia una estrella massiva amb aquest tipus de super-raig. Un flux tan espectacular d'hidrogen molecular procedent d'una estrella massiva és poc comú en altres regions de la nostra galàxia», va afirmar l'autor principal, Yu Cheng, de l'Observatori Astronòmic Nacional del Japó.
Feu clic a la imatge per ampliar-la. La imatge de Webb de l'enorme raig estel·lar a Sh2-284 proporciona proves que els raigs protoestel·lars varien en funció de la massa de les estrelles progenitores: com més massiu és el motor estel·lar que impulsa el plasma, més gran és el raig resultant. Crèdits: Imatge: NASA, ESA, CSA, STScI, Yu Cheng (NAOJ); Processament d'imatges: Joseph DePasquale (STScI)
Aquesta classe única de focs artificials estel·lars són raigs de plasma altament col·limats que es disparen des d'estrelles en formació. Aquests raigs són l'espectacular «anunci del naixement» d'una estrella a l'univers. Part del gas que cau i s'acumula al voltant de l'estel central és expulsat al llarg de l'eix de rotació de l'estrella, probablement sota la influència de camps magnètics.
Avui dia, encara que s'han observat centenars de raigs protoestel·lars,que procedeixen principalment d'estrelles de baixa massa. Aquests raigs en forma de fus ofereixen pistes sobre la naturalesa de les estrelles en formació. L'energia, l'estretor i les escales de temps evolutives dels raigs protoestel·lars serveixen per limitar els models de l'entorn i les propietats físiques de la jove estrella que impulsa el flux.
"Em va sorprendre molt l'ordre, la simetria i la mida del raig quan el vam veure per primera vegada", va afirmar el coautor Jonathan Tan, de la Universitat de Virgínia a Charlottesville i la Universitat Tecnològica Chalmers a Göteborg, Suècia.
Aquest vídeo mostra la mida relativa de dos raigs protoestel·lars diferents captats pel telescopi espacial James Webb de la NASA. La primera imatge que es mostra és un raig protoestel·lar extremadament gran situat a Sh2-284, a 15 000 anys llum de la Terra. Les emissions de l'enorme protoestrella central, que pesa 10 vegades més que el nostre Sol, comprenen uns 8 anys llum de diàmetre. En comparació, un raig captat per Webb a la propera regió de formació estel·lar de baixa massa de Rho Ophiuchi té només un any llum de longitud.
La seva detecció ofereix proves que els raigs protoestel·lars han d'augmentar de mida en proporció a la massa de l'estrella que els impulsa. Com més massiu és el motor estel·lar que impulsa el plasma, més gran és la mida del raig.
La detallada estructura filamentosa del raig, captada per la nítida resolució de Webb en llum infraroja, és una prova que el raig s'està endinsant a la pols i el gas interestel·lar. Això crea nusos separats, ones de xoc i cadenes lineals.
Les puntes del raig, situades en direccions oposades, encapsulen la història de la formació de l'estrella. «Originalment, el material estava a prop de l'estrella, però al llarg de 100.000 anys les puntes es van anar propagant, i el que hi ha al darrere és un flux més jove», va explicar Tan.
Clic a la imatge per engrandir. Follets (o espectres vermells) observats a Les Issambres (prop de Saint Tropez-França), la nit del 5 al 6 desembre de 2021. Crèdit: Yohan Laurito
Molt menys coneguts que els llamps, i tanmateix molt més impressionants, els follets son poc coneguts pel públic en general i encara mal explicats per la comunitat científica.
Què és un follet?
Un follet és una descàrrega super-atmòsferica o un efecte lluminós transitori, que es produeix per sobre d'un núvol cumulonimbus particularment virulent. Aquesta descàrrega, que s'estima que arriba als 30 o 40 km d'alçada, es produeix des d'una altitud de 40 km i arriba a la ionosfera, situada a uns 60 km d'altitud.
Té una aspecte vermellós i apareix com una columna vertical. Aquest fenomen és extremadament breu, entre 3/10 microsegons (es a dir, de 0,000003 segons a 0,000010 segons) i rarament és visible de de terra a causa de la seva baixa brillantor i gran altitud, cosa que requereix un cel clar, cosa que no sempre és fàcil durant una tempesta.
Clic a la imatge per engrandir. Aquests follets van ser capturats per un fotògraf professional a sobre de Niça el 16 de maig de 2024. Crèdit: Christophe Suarez
Com sorgeix un efecte lluminós transitori?
Tot i que els efectes lluminosos transitoris son objecte de molt debat dins de la comunitat científica, ara hi ha alguns paràmetres essencials clarament definits.
Una descarrega super-atmosfèrica s'associa amb una potent descàrrega de llamp. Aquesta descàrrega provocarà la creació d'un camp electroestàtic per sobre de la cèl·lula de tempesta. Aquest camp electroestàtic format, emergeix una heterogeneïtat electroestàtica significativa entre l'entorn del cim i la part inferior de la termosfera, la mesosfera, i en conseqüència una diferencia significativa de potencial elèctric entre els diferents punts de l'espai. Aquesta diferència de potencial es reequilibrarà mitjançant una descàrrega; l'efecte lluminós transitori.
Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo. Una nit de juliol de 2022, al cor del bosc del Jura. Tot està tranquil. La penombra que es convida marca el ritme de tot un univers animal, una fauna nocturna que espera tot el dia per omplir l’aire dels seus sons. Les estridulacions dels grills responen als xiulets del mussol i aquesta dolça conversa segueix el seu curs, portada pel balanceig del vent que flueix entre els avets. El massís del Jura s'adorm sota una multitud d'estrelles brillants. A la llunyania, esclaten poderoses tempestes a l'altra banda de l'arc alpí, al Piemont italià. Molt per sobre de l'espectacle d'aquest horitzó pertorbat per la violència llunyana dels esclats atmosfèrics, s'estava preparant una coreografia molt esquiva. Crèdit: Basile Ducournau, YouTube.
Pel que fa al color vermellós del fenomen, es degut a la presència d'àtoms d'oxigen i nitrogen a l'estratosfera i la mesosfera, parts de l'atmosfera afectades per l'efecte lluminós transitori.
Dit això, aquesta explicació és aproximada perquè hi entren en joc molts altres elements, però no tots son coneguts o encara no estan explicats per la comunitat científica.
Un fenomen poc freqüent, però no únic en el seu gènere
Els fenòmens lluminosos transitoris són el nom que es dóna a les descarregues elèctriques cap a l'espai que es produeixen per sobre de la troposfera.
Clic a la imatge per engrandir. Els dolls blaus son fenòmens lluminosos transitoris cosins dels follets . Crèdit: Radio Canada, DTU SPACE, Daniel Schmelling/MOUNT VISUAL
Els dolls blaus, els elfs o els dolls gegants potser no signifiquen res per a tu. Són fenòmens en general similars als follets, però tanmateix diferents. Tots són grans descàrregues elèctriques que es produeixen dins de l'atmosfera, en diverses formes. Els dolls blaus són un dels fenòmens més misteriosos, cons de llum que escapen del cim dels núvols i pugen fins a 50 km d'altitud en pocs centenars de mil·lisegons. Si els dolls blaus estan cada cop més millor documentats, el que els activa roman inexplicable fins ara.
Per altra banda, els elfs son resplendors vermells, una mena d'halo, que es produeixen per sobre de tempestes violentes, a uns 100 km d'altitud. També són encara pocs coneguts pels científics i el públic en general, perquè la seva observació des del terra és excepcional.
Mons d'altres llocs: Kepler-16 b, el veritable Tatooine amb dues postes de sol.
Clic a la imatge per engrandir. Il·lustració creada a partir d'aquest article. Crèdit: XD amb ChatGPT
Per al viatger interestel·lar de demà, hi haurà algunes "visites obligatòries". Planetes que no es poden perdre. Pel que fa a Kepler-16 b, no és tant el planeta en si el que val la pena la visita, sinó els seus... dos sols!
Una odissea interestel·lar: la primera missió per aterrar en un exoplaneta. Les imatges de Neil Armstrong posant els peus a la Lluna ens van commoure a tots. Imagineu-vos, doncs, com se sentiran aquells que rebin imatges d'una nau espacial aterrant en un altre món. Un món més enllà del nostre sistema solar! Per fer-ne una ullada, mireu aquest videoclip del documental d'Arte, Interstellar Odyssey.
M'encantaria tenir notícies teves i del nostre preciós planeta blau. Però ara per ara, continuo el meu viatge interestel·lar. I acabo d'arribar a Tatooine. Sí. Ja saps. El planeta...desert, l'illa de Star Wars on Luke Skywalker va passar la seva infància. Aquella al cel de la qual surten i es ponen dos sols. En realitat, evidentment no m'estic acostant al Tatooine real. Més aviat, aquell que els astrònoms anomenem Kepler-16 b. El primer planeta amb dos sols al cel que els investigadors han descobert a la nostra Via Làctia.
Clic a la imatge per engrandir. Demostrant que una doble posta de sol és qualsevol cosa menys ciència-ficció, Kepler-16b orbita un parell d'estrelles. És com el planeta natal de Luke Skywalker, Tatooine, i va ser un dels primers mons trobats orbitant una estrella binària, descobert el 2011 per Kepler. Crèdit: NASA, X.
Sobre Kepler-16 b hi ha dues ombres
No és tan lluny de casa. Només 245 anys llum. Sols 3.000 milions d'anys de viatge en cotxe. I no és tan especial. Un planeta de la mida del nostre Saturn, un planeta gasós gegant. Així que no vam intentar aterrar-hi. Tot i que la nostra guia diu que Kepler-16 possiblement té un nucli de roca i gel. Però des de dalt, us podeu imaginar com deu ser tenir dues ombres.
Clic a la imatge per engrandir. Un possible cartell per quan l'Oficina de Viatges d'Exoplanetes de la NASA ens convidi a comprar bitllets per a Kepler-16 b. Crèdit: NASA
Els dos sols de Kepler-16 b són força diferents entre si, ja ho sabeu. El primer, Kepler-16 A, és una nana taronja d'aproximadament un 70% de la mida i la massa de la nostra estrella. El segon, Kepler-16 B, és una nana vermella fins i tot més de 3 vegades més petita. I tots dos orbiten l'un al voltant de l'altre en poc més de 40 dies. Mentre que el seu planeta compartit triga gairebé 230 dies a completar una òrbita completa.
Clic a la imatge per engrandir. Recreació artística del planeta Kepler-16 b. Crèdit: NASA
Dos sols, però temperatures molt baixes
Tot i que hi ha dos sols i han mantingut el seu planeta a menys de 105 milions de quilòmetres de distància, sols tan petits no poden fer augmentar la temperatura. Mai baixa dels -75 °C. És difícil imaginar que cap forma de vida pugui prosperar aquí.ens queixem a la nostra vella Terra quan arriba l'hivern.
Ho hem de deixar aquí per ara, el nostre guia s'està impacientant. Encara ens queda molt camí per recórrer fins arribar a la nostra propera parada exoplanetària. Ja us ho explicarem...
Avui us portem una magnífica imatge que junta l'astronomia amb una bona tècnica fotogràfica. L'autor de la imatge és en Manel Iglesias que ha comptat amb l'ajuda d'en Jordi B.. La Superlluna ho és per que estava plena a més de coincidir amb el seu perigeu.
Us deixem tal com ho defineix en Manel:
Des de Sant Julià de Cerdanyola (Berguedà) hem capturat aquest moment màgic, la Lluna encaixada a la enforcadura del Pedraforca i els seus pollegons.
Certament ha estat un regal de la natura. Aquesta imatge ha estat per a nosaltres la nostra imatge del dia, gaudiu-la.
Fer que els codis secrets siguin irrompibles és el somni de tota la vida dels professionals de la seguretat. Des de l'antiguitat, els humans van inventar sistemes manuals i després mecànics abans de la revolució electrònica. Descobreix la criptologia i els seus usos, des del xifratge tradicional fins al xifratge RSA i la informàtica.
La criptologia i la informàtica han conegut un desenvolupament des de la Segona Guerra Mundial. Creada per Claude Shannon, la teoria de la informació, que va conduir a la digitalització de branques tecnològiques senceres, va néixer de la qüestió del que podia aprendre un adversari observant la comunicació xifrada.
El matemàtic britànic Alan Turing, conegut per haver modelat la noció de computabilitat amb la màquina que porta el seu nom, va tenir un paper crucial dins de l'equip de Bletchley Park, responsable de desxifrar els missatges de l'exèrcit alemany.
Clic a la imatge per engrandir. L'interior d'una de les màquines electromecàniques Enigma, que va ser utilitzada per l'exèrcit alemany per xifrar missatges durant la Segona Guerra Mundial. Alan Turing va tenir un paper important en el desxiframent d'aquest codi. Crèdit: TedColes, Wikimedia Commons, DP.
Trobar les claus s'estava convertint en una tasca massa complexa per fer-la a mà, i s'havien de construir màquines cada cop més potents per provar les innombrables combinacions possibles. Les tècniques utilitzades per realitzar aquests càlculs van ser crucials per al desenvolupament dels primers ordinadors.
Clic a la imatge per engrandir. Retrat d'Alan Turing a la dècada del 1940. Crèdit: Criticalgamer
L'enginyer telefònic Tommy H. Flowers va tenir la idea d'utilitzar vàlvules de buit, utilitzades recentment per la commutació telefònica, per tal de construir una calculadora enorme, el Colossus, destinada a desxifrar el xifratge del teleimpressor alemany.
Clic a la imatge per engrandir. Retrat de Tommy H. Flowers a la dècada del 1940. Crèdit: KPBS, BBC
La calculadora Colossus
El progrés aconseguit pels mitjans informàtics segueix una llei empírica, anomenada llei de Moore, que rep el nom del director de recerca del fabricant americà de circuits integrats Fairchild, qui ho va afirmar per primera vegada el 1965. Això afirma que la potència dels ordinadors electrònics es duplica cada 18 mesos, cosa que s'ha verificat fins avui. Mentre que l'ordinador ENIAC va trigar més de 70 hores a calcular 2.000 decimals del nombre π el 1949, l'ordinador més petit integrat en un telèfon mòbil actual realitza aquest càlcul en una fracció de segon. El 1977, la revista Scientific American va presentar el RSA sota el nom de "un nou sistema que trigaria milions d'anys a trencar-se". Tanmateix, la clau pública que contenia va ser factoritzada el 1994, molt abans dels terminis anunciats!
Clic a la imatge per engrandir. El Colossus, la primera calculadora electrònica. Crèdit: Historyblog
Aquest progrés increïble i constant permet aplicar la força bruta per cercar la clau d'un procés en conjunts cada cop més grans. Tanmateix, és el xifrador i no el desxifrador qui es beneficia dels avenços en la potència de càlcul. Suposem que, en un moment donat, s'utilitzen nombres de 200 dígits com a mòdul RSA . Si la potència de càlcul es duplica, la mida del mòdul es pot augmentar a 250 dígits sense que l'usuari noti el més mínim canvi en la velocitat del càlcul. El treball de l'oponent per factoritzar aquest nou mòdul, però, segueix una llei donada per la fórmula c(n) = exp(k(ln(n))1/3 (ln(ln(n)))2/3) per a un nombre de n dígits. Per tant, aquest treball s'haurà de multiplicar per un factor de 36. Amb la seva potència de càlcul, que només s'haurà duplicat, haurà perdut un factor de 18 en el procés. Com més potents siguin les màquines, més gran serà l'asimetria entre el xifratge i l'atac dóna un avantatge al xifratge.
Clic per engrandir. Imatge de Caldwell 99. Crèdit: NASA, ESA i R. Sahai (Jet Propulsion Laboratory); Processament: Gladys Kober (NASA/Universitat Catòlica d'Amèrica)
Aquesta impressionant imatge captura una petita regió a la vora de la fosca nebulosa Sac de Carbó, o Caldwell 99. Caldwell 99 és una nebulosa fosca, un núvol dens de pols interestel·lar que bloqueja completament les longituds d'ona visibles de la llum dels objectes que hi ha darrere. L'objecte al centre de la imatge és una nebulosa protoplanetària (molt més petita). La fase de la nebulosa protoplanetària és una etapa tardana de la vida d'una estrella en la qual ha expulsat una capa de gas hidrogen i s'està escalfant ràpidament. Aquesta etapa només dura uns quants milers d'anys abans que l'estrella central de la nebulosa protoplanetària arribi a aproximadament 30.000 Kelvin. En aquest punt, l'estrella central està produint prou energia per fer que la seva capa de gas que l'envolta brilli, convertint-se en el que es coneix com a nebulosa planetària.
Clic per engrandir. Una imatge de camp ampli i terrestre de Caldwell 99 (la nebulosa Sac de Carbó) a la part inferior esquerra mostra la ubicació de la nebulosa protoplanetària fotografiada per la Advanced Camera for Surveys (ACS) - Càmera Avançada per Sondejos) de Hubble. Imatge terrestre: Observatori Europeu del Sud (ESO)/Y. Beletsky; Imatge del Hubble: NASA, ESA i R. Sahai (Jet Propulsion Laboratory); Processament: Gladys Kober (NASA/Universitat Catòlica d'Amèrica)
Les observacions que componen aquesta imatge es van fer utilitzant la càmera avançada per sondejos del Hubble en longituds d'ona visibles i infraroges. Els astrònoms van prendre aquestes observacions per aprendre més sobre l'evolució de les nebuloses protoplanetàries en nebuloses planetàries.
Caldwell 99 és un objecte molt destacat al cel nocturn del sud. En una nit clara, es pot veure fàcilment a ull nu com una taca fosca, sense estrelles, al costat de la Creu del Sud a la constel·lació de la Creu del Sud (Crux). És més fàcil de detectar a l'hemisferi sud durant la tardor. (Els observadors de l'hemisferi nord hauran de situar-se a prop de l'equador i buscar-lo a la primavera.)
Després d'haver estat vist pels observadors d'estrelles de l'hemisferi sud durant mil·lennis, Caldwell 99 no té descobridor, però els europeus se'n van assabentar per primera vegada per l'explorador espanyol Vicente Yáñez Pinzón el 1499. Caldwell 99 es troba a uns 600 anys llum de la Terra i té uns 100 anys llum de diàmetre.
Clic a la imatge per engrandir. Il·lustració de l'acció del Sol generada amb IA, inspirada en observacions del SDO. Crèdit: aco, Adobe Stock.
Imatges del Sol per al cinquè aniversari de l'SDO. L'11 de febrer de 2015 es commemora el cinquè aniversari de l'Observatori de Dinàmica Solar de la NASA, que proporciona imatges increïblement detallades de tot el Sol les 24 hores del dia. En capturar una imatge més d'una vegada per segon, l'SDO ha proporcionat una imatge sense precedents de com s'expandeixen i entren en erupció les explosions massives al Sol des del seu llançament l'11 de febrer de 2010. Les imatges també són captivadores, permetent-nos observar el ballet constant de material solar a través de l'atmosfera del Sol, la corona. En honor del cinquè aniversari de l'SDO, la NASA va publicar un vídeo amb els aspectes més destacats dels darrers cinc anys d'observació del Sol. Mireu la pel·lícula per veure núvols gegants de material solar llançats a l'espai, la dansa dels rínxols gegants que suren a la corona i enormes taques solars que creixen i es redueixen a la superfície del Sol. Aquestes imatges són un exemple del tipus de dades que l'SDO proporciona als científics. En observar el Sol a diferents longituds d'ona (i, per tant, a diferents temperatures), els científics poden observar la trajectòria del material a la corona, cosa que proporciona pistes sobre què causa les erupcions solars, què escalfa l'atmosfera solar fins a 1.000 vegades més que la seva superfície i per què els camps magnètics del sol estan en moviment constant. Cinc anys després de la seva missió, l'SDO continua enviant imatges fascinants per despertar la curiositat dels científics. Per exemple, a finals del 2014, l'SDO va capturar imatges de les taques solars més grans observades des del 1995, juntament amb un torrent d'intenses erupcions solars. Les erupcions solars són esclats de llum, energia i raigs X. Poden ocórrer sols o anar acompanyats d'una ejecció de massa coronal, o CME, en què un núvol gegant de material solar surt del sol, arriba a la velocitat d'escapament i vola a l'espai. Crèdit vídeo: Centre de Vol Espacial Goddard de la NASA.
Segons la NASA, l'activitat solar és actualment extremadament alta. La tendència ha anat augmentant durant més de 15 anys, cosa que planteja preguntes sobre els cicles solars, que encara no es coneixen prou bé.
L'activitat solar ha estat registrada pels científics durant més de 400 anys, començant per Galileu en el seu temps fins als molts telescopis actuals. I, tanmateix, malgrat totes aquestes dades, els girs i tombs de l'activitat solar continuen sent molt misteriosos per a nosaltres.
Un nou estudi, escrit per dos científics del JPL (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA i publicat a The Astrophysical Journal Letters, demostra ara que el nostre coneixement pot tornar a ser minat per observacions a llarg termini.
Un període de calma… Que mai va arribar
Els cicles solars més coneguts duren uns 11 anys. Alternen períodes d'activitat intensa i altres de més tranquils. Però més enllà d'aquests intervals, també hi ha altres cicles que duren diverses dècades i que estan una mica menys clarament identificats.
Clic a la imatge per engrandir. L'activitat solar és cíclica però no s'entén completament. Crèdit: Alexandarlich, iStock.
Així, des de la dècada del 1980, l'activitat solar ha anat en descens, amb un punt més baix assolit el 2008. Aleshores es va predir que el Sol entraria en una fase d'activitat força baixa en aquell moment que duraria diverses dècades.
Però això no és el que va passar: en canvi, l'activitat solar es va accelerar amb una multiplicació de tempestes i ejeccions de massa solar i coronal molt més enllà del que s'havia previst.
Quelcom que no entenem
Històricament, ja s'havien registrat períodes de calma, en particular entre 1645 i 1715, però també entre 1790 i 1830. L'autor principal, Jamie Jasinski, va dir en un comunicat de premsa de la NASA: "No sabem realment per què el Sol va passar per un mínim d'activitat de 40 anys a partir del 1790. Les tendències a llarg termini són molt menys predictibles i són quelcom que no entenem del tot".
Basant-se en aquestes dades antigues, els científics esperaven un nou cicle d'uns quaranta anys de calma a partir del 2008, cosa que no va succeir. I aquesta vegada, ho sabem amb molta més certesa, perquè s'han recopilat més dades.
Clic a la imatge per engrandir. La sonda solar Parker observa el Sol. Crèdit: NASA
Per a aquest estudi, els investigadors van utilitzar el satèl·litACE (Advanced Composition Explorer, en català; Explorador de Composició Avançat), llançat per la NASA el 1997 per estudiar les partícules solars. Però també Wind, que recopila dades sobre el vent solar des del 1994.
Greus conseqüències per a les nostres tecnologies
Però això no és tot, perquè en poques setmanes la NASA té previst llançar la sonda IMAP (Interstellar Mapping Acceleration Probe, en català; Sonda de Cartografia i Acceleració Interestel·lar), que anirà a trobar-se amb els camps magnètics solars i els seus vents, amb l'esperança de comprendre'ls millor. Aquestes noves dades sens dubte ajudaran a identificar i predir millor aquests cicles solars.
Perquè mentrestant, les erupcions que tenen lloc a la nostra estrella tenen un impacte directe en nosaltres, i especialment en les nostres tecnologies. Les tempestes solars i la forta activitat magnètica són perjudicials per als dispositius electrònics. Els satèl·lits, en particular, hi estan extremadament exposats, cosa que pot provocar talls de corrent, pèrdues de telecomunicacions i apagades del sistema.GPS.
Actualment, no coneixem una manera eficaç de protegir-nos contra aquestes erupcions. Però predir-les de manera efectiva seria un gran pas per limitar els danys tant com sigui possible.
Clic a la imatge per engrandir. Aquesta obra d'art imagina un seient a primera fila per veure GW250114, una potent col·lisió entre dos forats negres observada per LIGO, la Fundació Nacional de Ciències dels Estats Units. Representa la vista des d'un dels forats negres mentre gira en espiral cap al seu company còsmic. Deu anys després de la històrica detecció d'ones gravitacionals per part de LIGO, els detectors actualitzats de l'observatori li van permetre "sentir" aquesta col·lisió celestial amb una claredat sense precedents. Les dades de les ones gravitacionals van permetre als científics distingir múltiples sons subtils que ressonaven com una campana còsmica a través de l'Univers (imaginats aquí com a fils musicals entrellaçats que giren en espiral cap al centre). Tot i que només LIGO estava en línia durant GW250114, ara opera regularment en xarxa amb altres detectors d'ones gravitacionals, com ara VIRGO a Europa i Kagra al Japó. Crèdit: Aurore Simonnet (SSU/EdEon)/LVK/URI.
Existeixen realment els forats negres que s'han fet famosos gràcies a les obres i la recerca de Stephen Hawking? L'astronomia d'ones gravitacionals celebra el setembre del 2025 deu anys d'èxit des dels seus inicis. S'acaben d'anunciar dos nous resultats fascinants en aquest camp!
Recordeu, fa 10 anys, el descobriment d'una font d'ones gravitacionals que va impactar sobre la Terra el 14 de setembre de 2015, va obrir una nova era en l'astronomia.
Anomenada GW150914 (GW per a ona gravitacional, i 150914 per a la data d'observació, 14 de setembre de 2015), correspon a la primera detecció directa a la Terra d'ones gravitacionals produïdes per una col·lisió seguida d'una fusió de dos forats negres estel·lars. Part de la massa total dels dos objectes (cadascun contenia unes 30 vegades la massa del Sol) s'havia convertit en ones gravitacionals que alliberaven en menys d'un segon 50 vegades més energia que totes les estrelles de l'Univers observable.
Si hagués estat en forma electromagnètica, GW150914 hauria aparegut més brillant al nostre cel que la lluna plena, tot i que aquesta font es troba a 1.300 milions d'anys de distància anys llum aproximadament.
Una presentació en vídeo de Virgo i la caça d'ones gravitacionals. Crèdit: CNRS.
Einstein havia predit l'existència d'un anàleg de les ones de llum en forma de vibracions i deformacions dinàmiques del teixit de l'espai-temps, corba de la seva teoria de la relativitat general en articles publicats inicialment entre 1916 i 1918. Però aquesta existència va ser posteriorment qüestionada. La primera demostració matemàtica de l'existència d'ones d'Einstein en la seva teoria va ser finalment feta per Yvonne Choquet-Bruhat a principis dels anys cinquanta. Però curiosament, calia esperar als arguments de físics avançats en particular de Richard Feynman i Hermann Bondi el 1957, per convèncer la comunitat científica.
Tanmateix, quedava detectar aquestes ones i això ja era una altra qüestió. Va caldre la feina de pioners com Kip Thorne, Thibault Damour, Alain Brillet i els difunts Rainer Weiss, Vladimir Braginsky i Ron Drever per arribar-hi, juntament amb milers de col·legues que estan darrere dels detectors d'ones gravitacionals que operen com a interferòmetres i utilitzant raigs làser als Estats Units, que tenen LIGO; a Europa, hi ha VIRGO; a Kamioka, prefectura de Gifu, Japó, hi ha KAGRA.
Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo. En aquest vídeo, diversos membres clau de la col·laboració LIGO, que inclou investigadors de Caltech i MIT, parlen sobre el descobriment de les ones gravitacionals. Entre ells hi ha Kip Thorne, el teòric, i Rainer Weiss, l'experimentador que hi ha darrere de LIGO. Crèdit: Caltech, YouTube.
Els membres combinats del que es podria anomenar la col·laboració LVK (LIGO, VIRGO, KAGRA) han anunciat recentment que caldrà una dècada de millora d'aquests detectors per fer-los més sensibles i progressar en les tècniques d'anàlisi dels senyals observats, sobretot gràcies a la IA, els havia permès obtenir resultats espectaculars. Aquests avenços es refereixen a una font detectada el 2025, força similar a la del 2015, és a dir, una col·lisió de dos forats negres que contenien unes quantes desenes de masses solars cadascun i anomenada GW250114.
Aquest treball es presenta en un article publicat a Physical Review Letters, una versió d'accés obert del qual també existeix a arXiv.
Els forats negres tenen entropia?
Per fer una breu presentació d'aquests resultats, cal saber que des de la dècada del 1960 fins a la del 1970 el concepte modern de forat negre i els seus desenvolupaments van conduir a l'admissió que els forats negres es poden formar mitjançant col·lapse de les forces gravitacionals de les estrelles havien de ser descrites exactament mitjançant una solució d'equacions de la relativitat general d'Einstein, descoberta el 1963 pel matemàtic neozelandès Roy Kerr.
Però no podíem estar segurs que els forats negres existissin realment. Els objectes que semblaven ser forats negres potser simplement eren una mica...exòtics i molt densos, però no realment forats negres. Però com saber-ho, sobretot tenint en compte que érem ben conscients que hi ha alternatives a la teoria d'Einstein com a teoria relativista de gravitació amb un espai-temps corbat?
Stephen Hawking havia demostrat, però, en un article publicat el 1971 que, dins del marc de la teoria d'Einstein, si poguéssim tenir fusions de forats negres, mai no podríem tenir divisions d'un forat negre en diversos. Millor encara, la fusió de dos forats negres hauria de donar un nou forat negre, la superfície de l'horitzó d'esdeveniments (una superfície fictícia que es comporta com una bombolla que envolta una regió que constitueix un forat negre i que teòricament només es pot travessar en una direcció, la que porta a entrar en un forat negre) havia de ser més gran que la suma de les superfícies dels horitzons dels dos forats negres anteriors.
El 1972, mentre pensava en les possibles connexions entre la física dels forats negres i la noció d'entropia en termodinàmica mitjançant la noció d'entropia estadística de Shannon - Von Neumann vinculada a la teoria de la informació i seguint el suggeriment de John Wheeler, el físic Jacob Bekenstein va deduir que l'horitzó d'esdeveniments d'un forat negre mesurava la pèrdua d'informació sobre un objecte que entrava en un forat negre per a un observador extern. Per tant, podríem parlar de l'entropia d'un forat negre en relació amb la mida de la superfície de l'horitzó. Millor, el teorema de la teoria de Hawking sobre el creixement de l'àrea d'un forat negre va ser finalment interpretable com una manifestació de la famosa segona llei de la termodinàmica amb la seva llei del creixement de l'entropia.
Clic a la imatge per engrandir. Crèdit: X, Physical Review Letters.
Hawking tenia motius per creure que això era fals. Amb els seus col·legues Brandon Carter i James Bardeen, finalment va aprofitar el 1972 una sessió a la famosa escola Les Houches fundada per Cécile-DeWitt Morette per desenvolupar la seva teoria amb creixement d'àrea, tot argumentant que no es podia interpretar com pretenia Bekenstein. En això, s'equivocava, com descobriria quan descobrís la seva famosa teoria de la radiació quàntica dels forats negres.
Resulta que avui dia les anàlisis del senyal de GW250114 (a més a més molt millor detectat que fa 10 anys) s'han tornat molt més precises en comparació amb les del senyal de GW150914 que astrofísics van poder veure que el teorema de Hawking estava perfectament verificat!
Però hi ha més. Quan dos forats negres es fusionen, l'objecte resultant encara no està en la seva forma estable; el seu horitzó es deforma i vibra com la superfície d'una campana tocada. Per assolir la seva forma estable, és a dir, la descrita per la solució de Kerr per a un forat negre en rotació, ha d'emetre ones gravitacionals que continguin harmònics fonamentals (anomenats "tons" en anglès) i els seus múltiples per enters (anomenats "overtones" en anglès). Matemàticament, en l'argot dels físics, tenim en certa manera la descomposició de Fourier dels espectre d'ones dels factors exp (-at) d'amortiment de l'amplitud de l'ona amb termes harmònics de la forma exp (ibt).
Resulta que l'existència d'un forat negre real descrit per la solució de Kerr prediu els factors i constants anteriors. Certament depenen de la massa i del moment angular descrivint la rotació del forat negre pertorbat amb vibracions d'amortiment, però són característiques de la presència d'aquest tipus de forat negre.
Aquí teniu el resultat més espectacular. Per primera vegada, alguns dels harmònics de la teoria s'han demostrat fermament. Això reforça la nostra confiança en la teoria dels forats negres basada en les equacions d'Einstein i, per tant, indirectament també amb el resultat sobre l'àrea, la nostra confiança en la teoria de Bekenstein i Hawking de l'entropia dels forats negres.
Ara teniu una presentació més tècnica i detallada del que hi ha darrere dels resultats relacionats amb l'espectre de la radiació d'ones gravitacionals en relació amb l'horitzó d'esdeveniments en el senyal de GW250114.
Clic a la imatge per engrandir. Tullio Regge (1931-2014) va ser un físic teòric italià. És responsable d'una important tasca en física de partícules elementals (pols de Regge) i relativitat general. Va ser un dels pioners d'un enfocament quàntic de la gravetat (càlcul de Regge), que més tard es vincularia a la teoria de la gravetat quàntica de bucles. Amb John Wheeler, va establir les bases de la teoria de pertorbacions dels forats negres de Schwarzschild, que conduiria al descobriment dels seus modes quasi normals. Crèdit: Istituto Nazionale di Fisica Nucleare
Forats negres que vibren quan xoquen
Els físics i matemàtics relativistes defineixen els forats negres només com a objectes que ocupen una regió tancada de l'espai-temps de la qual res no pot escapar a causa de la naturalesa finita de la velocitat de la llum: l'horitzó d'esdeveniments. És la presència d'aquest horitzó, i res més, el que defineix un forat negre, ni tan sols la presència d'una singularitat amb densitat i curvatura infinita de l'espai-temps al seu centre, cosa que, a més, és dubtosa a causa dels efectes quàntics.
Van demostrar a partir d'aquesta definició que només existeix una família de solucions necessàriament rigorosament exactes a les equacions d'Einstein que descriuen un forat negre. Aquesta família depèn només de la massa, el moment angular i, possiblement, de les càrregues elèctriques o fins i tot magnètiques de les partícules absorbides i res més. Aquest és el teorema de la unicitat dels forats negres, més sovint conegut com el teorema de la calvície per als forats negres, en anglès el famós "no-hair theorem".
Concretament, al camp de l'astrofísica on totes les estrelles giren i on naturalment esperem la formació de forats negres, els més simples no tenen rotació i només tenen massa, els forats negres de Schwarzschild; i els més realistes també giren, els forats negres de Kerr.
En teoria, no recorden les diferents característiques dels objectes de la mateixa massa i moment angular que cauen en aquestes regions particulars de l'espai-temps. En particular, oblidem els nombres quàntics normalment conservats i associats amb barions i leptons, que potser encara juga un paper misteriós en la solució de l'enigma de l'absència d'antimatèria en cosmologia.
La superfície de l'horitzó d'esdeveniments d'un forat negre, ja sigui de Schwarzschild o de Kerr, és perfectament llisa i esfèrica (d'aquí la relació amb el terme calvície), però es deforma temporalment, tornant-se irregular quan un forat negre absorbeix un objecte, per exemple un asteroide, o durant una col·lisió amb un altre forat negre.
Clic a la imatge per engrandir. L'obra més famosa del físic indi CV Vishveshwara (1938–2017) és el descobriment dels modes quasi normals en els forats negres. El 1970, va demostrar que un forat negre de Schwarzschild pertorbat per un pols de radiació gravitacional tornarà al seu estat original emetent ones gravitacionals d'una forma característica determinada pel que s'anomena modes quasi normals. Les freqüències (complexes) d'aquests modes quasi normals per als forats negres de Schwarzschild són independents de la forma d'aquesta pertorbació i es caracteritzen completament per la massa del forat negre. Més tard, aquest resultat es va generalitzar al cas dels forats negres de Kerr en rotació. Els modes quasi normals són aleshores funcions de la massa i del moment angular propi, l'espín, del forat negre. L'observació dels modes quasi normals es considera un mitjà per establir l'existència de forats negres. Crèdit: International Centre for Theoretical Sciences, Bengaluru.
Modes quasi normals característics dels forats negres
Aquesta última situació és molt interessant perquè la col·lisió i la fusió de dos forats negres en forma un altre. Aquest forat negre recentment format, de nou, no té un horitzó d'esdeveniments regular. Les equacions d'Einstein són doncs formals, això no pot durar i, molt ràpidament, la superfície de l'horitzó vibra com ho faria una campana sota l'efecte d'un cop.
Existeixen aleshores, el que s'anomena en ambdós casos, modes quasi normals per a aquestes vibracions que s'esmorteiran, sota l'efecte de l'emissió d'ones gravitacionals en els primers casos, i amb emissions sonores per a una campana. L'efecte d'amortiment farà que el forat negre, després d'una fusió, prengui la forma exacta descrita per la famosa mètrica de Kerr per a un forat negre sense càrregues giratòries.
Com que aquests modes quasi normals tenen freqüències determinades per la teoria dels forats negres, fixat per la massa i l'espin del forat negre final, fent que el seu descobriment en l'espectre de les ones gravitacionals seria una prova molt convincent de l'existència d'un horitzó d'esdeveniments i, per tant, de l'existència de forats negres... però amb la condició que les freqüències trobades (altres astres compactes amb modes quasi normals sense horitzons d'esdeveniments són possibles) són precisament els que es dedueixen de les solucions pertorbades que descriuen els forats negres.
Clic a la imatge per engrandir. Saul A. Teukolsky (1947-) és un astrofísic relativista d'origen sud-africà especialitzat en la resolució numèrica de les equacions d'Einstein aplicades a la física dels forats negres i les estrelles de neutrons, en particular amb el fenomen de l'emissió d'ones gravitacionals, les formes de les quals modela per a la detecció amb instruments com LIGO i VIRGO. També és conegut pel seu treball sobre les pertorbacions de la solució de Kerr per a forats negres en rotació, mentre completava la seva tesi sota la supervisió del guanyador del Premi Nobel Kip Thorne. Crèdit: 2019 Universitat Cornell.
Recordem que les equacions de la teoria de la relativitat general no són lineals. Per tant, són molt més difícils de resoldre que en el cas de les equacions lineals i de vegades requereixen l'ús de simulacions numèriques en ordinador. Aquest no és un cas únic, les equacions de Navier-Stokes en mecànica de fluids, també no lineals, es poden utilitzar per exemple analíticament per descriure el moviment de petites ones a la superfície de l'aigua. Aleshores es pot aplicar el mètode de pertorbació, un mètode que també s'ha aplicat en el règim lineal per descriure com es comporten els forats negres quan estan sotmesos a efectes de baixa intensitat. Però en altres situacions, l'ús d'un ordinador esdevé necessari.
L'estudi dels modes quasi normals és un tema de recerca important perquè s'han proposat alternatives als forats negres, com ara els gravastars, per explicar objectes observats en astrofísica, com ara Sgr A* o M 87* , que semblen comportar-se com a forats negres fins a cert punt.
És precisament, en part, en un intent de posar fi al debat sobre l'existència real dels forats negres que es van dissenyar i llançar els projectes de detectors d'ones gravitacionals LIGO, VIRGO i eLisa.
Per saber-ne més
El britànic John Michell (1783) i el francès Pierre-Simon de Laplace (1796) van preveure el concepte de forat negre ja a finals del segle XVIII quan consideraven la velocitat d'escapament màxima d'un cos d'una massa i un radi determinats. La qüestió era natural perquè, en aquell moment, el model corpuscular dominava la concepció de la llum i també se sospitava que la matèria estava feta de partícules. Si la velocitat d'escapament d'un cos d'aquest tipus superava la velocitat de la llum, per tant, necessàriament havia de ser perfectament negre perquè cap radiació no en podia escapar.
La idea només tornaria a la vida durant la segona meitat del segle XX, amb el descobriment de la teoria de la relativitat general i el de la famosa solució de Schwarzschild, la naturalesa física de la qual, així com l'estructura matemàtica, només es va començar a comprendre durant les dècades del 1950 i del 1960. L'aparició de la teoria ondulatòria moderna de la llum, després del treball de Young, Fresnel i, per descomptat, Maxwell al segle XIX, no implicava de fet cap acció de la gravitació sobre la llum, a diferència de les partícules de llum de Newton que descrivien trajectòries en forma de raigs de llum segons lleis anàlogues a les de les partícules materials.
Igual que Einstein i altres, el físic John Wheeler es va mostrar inicialment escèptic sobre l'existència del que ell mateix va anomenar un forat negre el 1967 i que estava implícit en la solució de Schwarzschild. Va canviar d'opinió a principis dels anys seixanta i, amb els seus col·laboradors, es va unir a l'escola britànica dirigida per un antic estudiant de doctorat de Paul Dirac, Denis Sciama, i els seus estudiants (Roger Penrose i Stephen Hawking ), així com a l'escola russa dirigida per Yakov Zeldovich i Igor Novikov, en l'exploració de la teoria dels forats negres durant el període comprès entre 1963 i 1973, un període anomenat des de llavors l'edat d'or de la teoria dels forats negres. Es pot rastrejar des del descobriment de la solució de Kerr que descriu un forat negre en rotació fins al descobriment de la radiació dels forats negres per Hawking.
