Quan morirà el Sol?

Mort del Sol: quan i com tindrà lloc la fi de la nostra estrella?

Descobreix el destí inevitable del Sol, l'estrella crucial que va permetre l'aparició de la vida a la Terra. A la venerable edat de 4.600 milions d'anys, aquí tens una idea de com podria ser la fi de la nostra estrella

Clic a la imatge per engrandir. Il·lustració d'una gegant vermella. El Sol tindrà aquest aspecte d'aquí a uns cinc mil milions d'anys. Crèdit: NASA 

Per a les estrelles, la seva longevitat està determinada per la seva massa. Com més massives són, més curta és la seva vida, que dura només uns pocs milions d'anys abans d'acabar finalment en un violent espectacle de focs artificials còsmics, una supernova.

Quan morirà el Sol?

Per al nostre Sol, serà diferent. La nostra estrella és un nana groga que, per la seva massa (encara 330.000 vegades la de la Terra), té una esperança de vida d'un total d'aproximadament 10.000 milions d'anys. On som ara? Bones notícies per a la vida a la Terra: actualment només té 4.600 milions d'anys i, per tant, hauria de continuar brillant durant cinc mil milions d'anys més, segons estimacions dels astrònoms.

No obstant això, encara haurem de considerar la possibilitat de traslladar-nos, perquè la Terra esdevindrà inhabitable en menys de mil milions d'anys, malgrat la situació actual d'escalfament global (en curs). Per què? Perquè la brillantor del Sol continuarà creixent aproximadament un 10% cada mil milions d'anys. Així, el nostre planeta blau i suau es convertirà gradualment en un forn, potser reflectint l'infern que actualment regna sobre el nostre veí Venus.

La zona habitable del nostre sistema solar per tant, canviarà. A més, podem imaginar que l'Homo Sapiens haurà migrat a Mart, que s'haurà tornat més suau. Però si això passés, no duraria gaire. Així doncs, potser hauríem de dirigir-nos cap a altres estrelles, si és que realment l'espècie humana hauria de tenir, per llavors, els mitjans per poder fer-ho.

Clic a la imatge per engrandir. La Nebulosa de la Lira, també coneguda com la de l'Anell o Messier 57 (M57), una de les nebuloses planetàries més famoses, fotografiada pel Hubble. L'estrella que va donar lloc a aquest embolcall de gas i pols força lluminós devia ser lleugerament més massiva que el Sol. Crèdit: NASA.

Què passarà quan el Sol mori?

Amb el temps, la reserva d'hidrogen, l'energia que el Sol va acumular en el seu naixement s'esgotarà. Malgrat la seva massa relativament petita, l'estrella s'ha mantingut durant milers de milions d'anys en un estat d'equilibri entre la gravetat i la radiació (resultant de la fusió d'hidrogen). Però arribarà un dia en què el combustible s'esgotarà.

Al cor de l'estrella regnarà llavors un nucli d'heli (creat per la fusió d'hidrogen) que col·lapsarà sobre si mateix. La temperatura augmentarà a mesura que es comprimeix, alliberant energia que empenyerà les capes externes del Sol. Durant només uns cinc milions d'anys, l'estrella creixerà considerablement fins a convertir-se en el que els astrofísics anomenen gegant vermella. Vermella, perquè la temperatura de la seva superfície baixarà (fins a 3.000 K). El seu radi augmentarà aleshores dels aproximadament 700.000 quilòmetres actuals a més de 170 milions de quilòmetres, segons un estudi publicat el 2008! En altres paraules, Mercuri, Venus i la Terra quedaran atrapades a dins, o millor dit, seran polvoritzades (a menys que...orbitin (La mesura en què el nostre planeta és repel·lit dependrà de la massa perduda per la gegant vermella). Comprimit, el nucli d'heli s'escalfa i arriba a una temperatura de 100 milions de graus. En aquestes condicions, l'heli pot començar a forjar-se...carboni. Això serà llavors el "flaix d'heli". Però això no durarà gaire. I no anirà més enllà perquè la massa restant del Sol no serà suficient per assolir els 600 milions de graus al seu centre, la temperatura necessària per encendre el nucli de carboni. Al seu voltant, l'hidrogen i l'heli cremaran durant uns quants milers d'anys, cosa que farà que la nostra estrella es peli i que les seves capes exteriors s'expandeixin encara més.

El Sol i el tràgic final de la Terra. Crèdit: Wikicommons CC

Finalment, en no tenir prou radiació per contrarestar-la, la gravetat prevaldrà. El nucli restant de la nostra estrella es contraurà i es convertirà en una nana blanca, un cos de la mida de la Terra, extremadament dens i calent (al voltant de 30.000 °C). Mentrestant, les capes exteriors, massa llunyanes, es dissiparan a l'espai. Durant uns 10.000 anys, l'embolcall brillarà des de dins, brillant intensament a la llum de llar de foc. La regió central encara estarà calenta. Això crearà una nebulosa planetària (el nom, enganyós, prové de les seves formes rodones, tal com va observar William Herschel. Es farà visible des d'altres sistemes planetaris, com els que es poden distingir amb els nostres telescopis. Entre els més famosos, esmentem M57, la nebulosa de l'Anell, o fins i tot M27. Podran els nostres descendents exiliats observar les restes del Sol al voltant del qual va florir la vida? Un estudi publicat el maig de 2018 va revelar,  mitjançant models d'evolució estel·lar, que sí. A causa de la seva massa, el Sol es troba just al límit de lluminositat, la nebulosa planetària, per tant, seria visible, però molt tènue.

I després què? Serà realment el final? No. El nucli ardent trigarà milers de milions d'anys a refredar-se i convertir-se en una nana negra. Mentrestant, el Sol encara té un futur brillant per davant.

Ho he vist aquí.

Emergeix una nova família de forats negres gegants

Sorpresa còsmica: una nova família de forats negres gegants emergeix en ones gravitacional

Clic a la imatge per engrandir. L'astronomia d'ones gravitacionals ja no es conforma amb comptar simplement les fusions de forats negres. Comença a revelar com i on es formen els forats negres, i què ens diu això sobre la vida i la mort d'estrelles massives. Crèdit: Dabarti, Adobe Stock 

I si els forats negres més grans no haguessin nascut tan grans? Les ones gravitacionals ara expliquen una història diferent i molt més turbulenta.

 

És a dir, s’han detectat ones gravitacionals. Aquestes fluctuacions en l'espai-temps provenen de la fusió de dos forats negres unes 30 vegades la massa del nostre Sol. Descobreix en aquest vídeo com els científics de LIGO van poder fer aquestes primeres mesures. 

Quelcom que seria unes 10.000 vegades més petit que el nucli d'un àtom, és fa difícil d'imaginar. Tot i això, això és el que els detectors, com l'Observatori d'ones gravitacionals per interferometria làser (LIGO), són capaços de detectar. Ones en l'espai-temps causades pels fenòmens més energètics i violents de l'Univers, però l'amplitud dels quals, després d'un viatge de milions, o fins i tot milers de milions d'anys llum fins a la Terra, es redueix a gairebé res.

Aquestes ones gravitacionals conserven l'empremta dels seus orígens. Parelles d'estrelles de neutrons en òrbita l'un al voltant de l'altre o estrelles gegants que exploten com a supernoves. Les primeres d'aquestes ondulacions en l'espai-temps detectades per LIGO el 2015 van ser causades per la col·lisió de dos forats negres situats a 1.300 milions d'anys llum del nostre Sistema Solar.

Sabies que el 2015, LIGO (Observatori d'Ones Gravitacionals amb Interferometre Làser) va detectar per primera vegada ones gravitacionals. El senyal provenia de dos forats negres en col·lisió a milers de milions d'anys llum de distància, confirmant una predicció clau de la teoria de la relativitat general d'Einstein i obrint una nova manera d'observar l'univers. Crèdit: X, @cosmosarcive.

Ones gravitacionals que transporten informació valuosa sobre els seus orígens

I és en un catàleg d'aquestes ones gravitacionals que un equip de la Universitat de Cardiff (Regne Unit) acaba de fer un descobriment. La quarta versió del Catàleg de Transients d'Ones Gravitacionals (GWTC). Aquest catàleg enumera no menys de 153 fusions de forats negres detectats amb un alt nivell de confiança. Els investigadors volien entendre què ens diuen sobre la història d'aquests objectes extrems.

La seva conclusió, publicada a la revista Nature Astronomy, és sorprenent: no tots els forats negres detectats són iguals. Semblen pertànyer a dues famílies molt diferents.

La primera correspon al que els astrofísics estaven esperant: forats negres originats directament del col·lapse d'estrelles massives. Però la segona població, més massiva, no encaixa en aquest escenari clàssic. La seva característica revela una història molt més caòtica, que algunes teories ja havien considerat.

Situat aproximadament a 28.000 anys llum de la Terra, el cúmul globular M80 conté centenars de milers d'estrelles unides per la gravetat. En entorns tan densos, s'afavoreix la formació de forats negres a través de successives fusions. Crèdit: NASA, ESA, STScI i A. Sarajedini (Universitat de Florida)

Forats negres nascuts del caos dels cúmuls estel·lars

Aquests gegants còsmics no van néixer d'una sola estrella. Es van formar a través d'una sèrie de col·lisions en entorns on les estrelles poden estar fins a un milió de vegades més densament agrupades que a la rodalia del Sol: els nuclis dels cúmuls estel·lars. Allà, els forats negres es poden trobar, fusionar... una vegada i una altra.

Una pista clau recolza aquesta hipòtesi: la seva rotació. A diferència dels forats negres de menor massa, aquests giren lentament, mentre que els més massius giren més ràpid i en direccions aparentment aleatòries. Aquesta és una característica típica de les fusions successives, on cada col·lisió "remena les cartes".

Un altre misteri resolt?

L'estudi també aporta nova llum sobre una "mass gap" (bretxa de massa). Aquest fenomen, descrit per teories i vinculat al fenomen d'inestabilitat de parells, segons alguns models, es produeix al voltant de 45 masses solars, quan una estrella molt massiva pot ser destruïda completament sense deixar un forat negre. El catàleg GWTC-4 conté objectes que semblen estar situats en o prop d'aquesta zona sensible.

Hauríem de revisar les teories sobre l'evolució estel·lar? No necessàriament, segons els autors d'aquest treball. La seva interpretació més sòlida és que aquests forats negres no van néixer en un simple escenari de col·lapse d'una sola estrella, sinó en el caos dels cúmuls estel·lars on les fusions repetides poden crear objectes cada cop més massius. En altres paraules, els forats negres més grans detectats per les ones gravitacionals podrien ser supervivents d'una història turbulenta, escrita a través d'una sèrie de col·lisions.

Ho he vist aquí.

M104 capturada amb l'instrument MIRI del James Webb

La galàxia del Sombrero (M104) capturada amb l'instrument MIRI del telescopi James Webb de la NASA.

La NASA ha presentat una nova i impressionant fotografia de la galàxia del Sombrero, capturada a 30 milions d'anys llum de la Terra pel Telescopi Espacial James Webb. 

Clic a la imatge per engrandir. Utilitzant l'Instrument de Mitja Infraroja del Webb, la imatge detalla el disc interior suau de la galàxia i el seu nucli lluminós, alhora que revela complexos grumolls de pols a l'anell exterior que indiquen zones de formació d'estrelles joves. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI.

A diferència de les galàxies més actives, la galàxia del Sombrero forma menys estrelles anualment i acull un forat negre supermassiu relativament tranquil al seu centre.

Els investigadors diuen que la naturalesa aglomerada de la pols, on el MIRI detecta molècules que contenen carboni anomenades hidrocarburs aromàtics policíclics, pot indicar la presència de regions joves de formació estel·lar. No obstant això, a diferència d'algunes galàxies estudiades amb el Webb, inclosa la Messier 82, on neixen 10 vegades més estrelles que a la galàxia de la Via Làctia, la galàxia del Sombrero no és un focus particular de formació estel·lar. Els anells de la galàxia Sombrero produeixen menys d'una massa solar d'estrelles per any, en comparació amb les aproximadament dues masses solars a l'any de la Via Làctia.

Fins i tot el forat negre supermassiu, també conegut com a nucli galàctic actiu, al centre de la galàxia del Sombrero, és bastant dòcil, malgrat tenir una enorme massa de 9.000 milions de masses solars. Està classificat com a nucli galàctic actiu de baixa lluminositat, que s'alimenta lentament de material que cau des de la galàxia, mentre emet un raig brillant i relativament petit.

També a la galàxia del Sombrero hi ha uns 2.000 cúmuls globulars, conjunts de centenars de milers d'estrelles velles mantingudes unides per la gravetat. Aquest tipus de sistema serveix com a pseudolaboratori per als astrònoms per estudiar les estrelles: milers d'estrelles dins d'un mateix sistema amb la mateixa edat, però amb masses i altres propietats variables, és una oportunitat fascinant per a estudis comparatius.

 

Ho he vist aquí.

Fem una visita a la galàxia del Gira-sol.

Fem una visita a la galàxia del Gira-sol, a la Constel·lació dels Llebrers (Canes Venatici).

A milions d'anys llum de distància, a la petita constel·lació septentrional dels Llebrers (Canes Venatici), la galàxia espiral del Gira-sol (Messier 63-M63) estén els seus nombrosos braços... o això sembla. La galàxia del Gira-sol és una galàxia espiral floculant. Això significa que els seus braços espirals no estan ben definits, per la qual cosa sembla que n'hi ha molts que s'enrosquen al voltant del nucli groc. En realitat, només n'hi ha dos. Els braços brillen gràcies a la formació recent d'estrelles gegants de color blanc blavós.

Clic a la imatge per engrandir. Lleugerament a la dreta del centre, el nucli de la galàxia brilla en groc. Els braços de la galàxia s'estenen en espiral des del nucli, omplint la imatge de gas i pols tenyides de blau. Hi ha punts blaus brillants esquitxats per aquests braços espirals; es tracta d'estrelles gegants joves de color blanc blavós. En aquesta imatge gairebé no s'aprecia la foscor de l'espai, excepte a la part inferior. Crèdit: ESA/Hubble i NASA.

La formació d'estrelles és un dels processos més importants de la configuració de l'Univers. A més de crear noves estrelles, dóna lloc a sistemes planetaris i exerceix un paper fonamental en l'evolució de les galàxies. Els científics desconeixen completament com es formen les estrelles a les galàxies espirals floculants, per la qual cosa Messier 63 és perfecta per estudiar-la amb imatges com aquesta del Telescopi Hubble de  la NASA.

Ho he vist aquí.

Una mica de llum sobre les galàxies espirals

A una distància d´uns 30 milions d´anys llum de la Terra, la Galàxia del Remolí és una de les espirals més brillants del cel nocturn. Aquesta imatge composta de la Galàxia del Remolí mostra la majestuositat de la seva estructura d'una forma nova i espectacular a través de diversos observatoris en òrbita de la NASA.

En passar pels diferents espectres, cadascun mostra la galàxia a través d'una nova lent: Les dades de raigs X del Observatori Chandra de la NASA revelen fonts puntuals (porpra) que són forats negres i estrelles de neutrons en sistemes estel·lars binaris. Chandra també detecta una lluentor difusa de gas calent que impregna l'espai entre les estrelles. Les dades òptiques del telescopi Hubble (en verd) i l'emissió infraroja del telescopi espacial Spitzer (en vermell) posen en relleu llargs carrils als braços espirals formats per estrelles i gas barrejats amb pols. Una vista de M51 amb el telescopi GALEX mostra estrelles calentes i joves que produeixen molta energia ultraviolada (en blau).

Clic a la imatge per engrandir. Imatge composta de la galàxia del Remolí. La major de les dues galàxies és blava, amb detalls vermells, ressaltada amb brillants estrelles porpres. La galàxia companya brilla en verd, també amb detalls vermells.

Clic a la imatge per engrandir. Imatge de raigs X de la galàxia del Remolí. La imatge de Chandra destaca en porpra les energètiques regions centrals de les dues galàxies que interactuen i que es denominen col·lectivament Galàxia Remolí.

Clic a la imatge per engrandir. Imatge òptica de la galàxia del Remolí. La imatge del Hubble mostra els braços espirals majestuosos que, en realitat, són llargs carrils d'estrelles i gas entrellaçats amb pols. La influència gravitatòria de la companya està desencadenant la formació d'estrelles al Remolí, com mostren els nombrosos cúmuls d'estrelles joves i brillants (en verd).

Clic a la imatge per engrandir. La imatge infraroja de Spitzer de la galàxia del Remolí també mostra estrelles i la brillantor dels núvols de pols interestel·lar en vermell. La pols està formada principalment per una varietat de molècules orgàniques basades en el carboni.

Clic a la imatge per engrandir. Les imatges ultraviolades de la galàxia del Remolí, obtingudes amb dades de GALEX (en blau), indiquen que a la galàxia companya hi ha molt poca formació estel·lar.

Crèdit de les imatges: (Raigs X) NASA/CXC/SAO; (Ultavioleta) NASA/JPL-Caltech; (Òptica) NASA/STScI; (Infraroja) NASA/JPL-Caltech.

Ho he vist aquí.

Escoltar per creure

La sonificació és un procés que tradueix dades visuals en so. Escolta aquesta imatge composta sonificada de la galàxia M74: Les dades de l'Observatori de la NASA de Raigs X Chandra es corresponen a tons musicals relativament alts de sons cristal·lins eteris i clars puntejats. A les dades del Webb, els trets grans, mitjans i petits estan representats per rangs de tons de freqüència baixa, mitjana i alta, respectivament, i les estrelles més brillants s'escolten com a sons de percussió. Per la seva banda, les dades del telescopi Hubble de la NASA han esdevingut sons de sintetitzador de respiració juntament amb fins sons metàl·lics puntejats per a les estrelles brillants i els cúmuls.

El so és una combinació de campanetes de vent, punteigs metàl·lics i percussió sonen junts en ràpida successió. El so es desplaça cap a l'esquerra/dreta/a dalt/a baix en funció de la posició del radar a la imatge. Crèdit: NASA/CXC/SAO/K.Arcand, SYSTEM Sounds (M. Russo, A. Santaguida)

 

Si voleu saber com es creen les sonificacions i com afecten la comunitat de cecs i deficients visuals? Més informació i altres sonificacions fent un clic aquí.

La imatge composta és Messier 74, una galàxia espiral com la nostra Via Làctia. Vista de front des del nostre punt de vista des de la Terra, els centellejants braços de la galàxia surten en espiral d'un brillant nucli blanc. El nucli sembla vibrant i viu, i crepita amb una llum blava pàl·lid com la d'un llampec. Estrelles brillants d'alta energia, de color porpra, blanc i taronja, esquitxen la longitud dels braços en espiral. Xarxes de pols tèrbola s'entrecreuen a l'espai entre els braços corbats de color blau platejat, també coneguts com a carrils de pols. A mesura que es reprodueix el vídeo, un radar que es mou com un rellotge comença a escanejar al voltant de les 3 en punt. La distància des del centre controla les freqüències del so, sent la llum més llunyana del centre més aguda.

Ho he vist aquí.

Orió: James Webb revela imatges tan detallades d'aquesta nebulosa mítica que es trigarà anys a analitzar-les

Clic per engrandir. A prop del cor de la nebulosa d'Orió, el telescopi espacial James Webb revela detalls d'una estructura coneguda pels astrònoms com la barra d'Orió. Crèdit: NASA, ESA, CSA, E. Dartois, E. Habart, equip PDRs4All ERS.

La nebulosa d'Orió s'ha observat moltes vegades abans. Però avui, el telescopi espacial James Webb ens envia imatges que són simplement impressionants. Que els astrònoms no han acabat d'analitzar.

Sobrevola la nebulosa d'Orió amb Hubble i Spitzer. La NASA ens convida a un viatge impressionant per la nebulosa d'Orió. En aquesta reconstrucció tridimensional creada a partir d'observacions del Hubble i Spitzer, volem per les valls i planes de l'interior de la famosa nebulosa. Un espectacle que us farà descobrir, com mai, la intimitat d'aquest núvol de gas on neixen milers d'estrelles.

La nebulosa d'Orió és un dels objectes més coneguts del món de la astronomia. Un bressol d'estrelles situat "només" a 1.500 anys llum de la Terra. Tan proper i actiu que és visible a simple vista quan el nostre cel és prou fosc. La nebulosa d'Orió (o M42, Messier 42) és sens dubte la més fotografiada del món. Però avui, el telescopi espacial James Webb (JWST) ens ofereix poder descobrir imatges de la regió d'una claredat increïble. Un zoom, en particular, a la famosa "Barra d'Orió". Imatges impressionants, però també riques en lliçons per als científics.

"Aquestes imatges són tan detallades que probablement trigarem anys a analitzar-les completament", diu Els Peeters astrofísica, en un comunicat de la Western University (Canadà). "Serviran com a referència per a la investigació astrofísica durant dècades". Gràcies al busseig permeten entrar en els ambients sovint caòtics que acompanyen la formació estel·lar.

Clic a la imatge per engrandir. Investigadors de la Western University, dirigits pels Peeters i Jan Cami, utilitzen el telescopi James Webb per revelar nous coneixements sobre la formació estel·lar a la nebulosa d'Orió. Crèdit: Western University, X.

Protagonisme sobre una regió on es formen les estrelles

En una sèrie d'estudis publicats a la revista Astronomy & Astrophysic, els investigadors presenten avui les primeres anàlisis dels processos físics i productes químics que juguen al cor de la Barra d'Orió. Diversos descobriments "sorprenents i importants".

Abans d'entrar en detall, recordem que les estrelles es formen quan regions massa denses són gegantins núvols de gas i la pols s'esfondra sota la seva pròpia gravetat. Aleshores apareix la protoestrella envoltada de gas i pols. Aquestes estrelles en creixement continuen reunint matèria fins que esdevenen prou massius per desencadenar la fusió nuclear. Sembla senzill. Però, en realitat, aquestes regions massa denses no tenen totes la mateixa mida ni la mateixa massa. Tampoc s'enfonsen tots alhora. Com a resultat, els bressols d'estrelles acaben amb estrelles de diferents masses en diferents etapes del seu desenvolupament en un núvol caòtic de gas i pols.

Per entendre com es formen les estrelles, els astrònoms han d'entendre millor la física i química de les anomenades regions de fotodissociació. En diuen regions PDR. I el que està en joc està essencialment determinat per la manera en què la radiació ultraviolada de les estrelles joves interactuen amb el gas i la pols circumdants. Interaccions que donen lloc a estructures com la barra d'Orió.

Clic a la imatge per engrandir. Webb: el llistó d'Orió cada cop més alt per a tots. Mentre observava la barra de Orió, Webb va detectar per primera vegada a l'espai una molécula de carboni crucial. Aquesta molècula es va trobar en l'interior d'un disc de formació planetària que envolta un jove sistema estel·lar. Crèdit: NASA Webb Telescope. X.

La nebulosa d'Orió en el seu millor moment

Per tant, la barra d'Orió és una característica en forma de cresta que recorre diagonalment la nebulosa. Està composta per les restes de gas i pols a partir dels quals es van formar les estrelles. Correspon a la vora d'una gran bombolla buidada per algunes de les estrelles massives que alimenten la nebulosa d'Orió. La transició entre el gas ionitzat calent prop de les estrelles del Trapezi i el núvol molecular fred de l'altre costat.

A les imatges del telescopi espacial James Webb, apareixen detalls impressionants a la barra d'Orió vistes en el seu millor perfil. Detalls que revelen a ulls dels astrònoms una estructura més complexa del que havien imaginat. Gasos i pols tant en primer pla com en segon pla i que la qualitat de les imatges, expliquen els investigadors, permet separar per revelar una mena d'immens mur.

Les dades retornades pel JWST al domini de l'infraroig proper revelen, al seu torn, la manera en què la composició química -però també la temperatura, la densitat i la intensitat de la radiació- de la barra d'Orió pot variar. Les anàlisis espectroscòpiques de fet, mostren nombrosos pics força clars com tantes empremtes dactilars de diversos compostos químics presents a la regió. Ni més ni menys que 600!

Els astrònoms els han utilitzat per millorar significativament els models existents de PDR. I especificar com els canvis en el medi físic afecten la química local i viceversa.

Clic a la imatge per engrandir. Noves imatges espacials! El telescopi espacial James Webb de la NASA/ESA/CSA ha afegit imatges detallades de la nebulosa d'Orió a la nostra aplicació ESASky. Zoom en aquesta regió amb una rica diversitat de fenòmens, incloent protoestrelles, nanes marrons i fins i tot planetes que suren lliurement! Crèdit: ESA, X.

JWST i intel·ligència artificial per desentranyar els misteris de la nebulosa d'Orió

Els investigadors també van utilitzar les dades retornades pel telescopi espacial James Webb per intentar entendre les fortes variacions fins ara inexplicables en les emissions de pols a la barra d'Orió. I les dades van donar la seva resposta. Apunten clarament a l'atenuació de la radiació per la pols i la destrucció efectiva de partícules de pols més petites com la causa subjacent d'aquestes variacions.

Ho he vist aquí.

Cada punt blanc és una estrella o un cúmul estel·lar

A 12 milions d'anys llum de distància, la galàxia M82 hi neixen noves estrelles 10 vegades més ràpid que la nostra Via Làctia. Utilitzant la seva visió infraroja, el telescopi espacial James Webb ha escodrinyat a través de la pols i el gas per revelar detalls mai vistos al cor de M82.

Clic a la imatge per engrandir. Secció de Messier 82 captada pel telescopi Webb. És una galàxia espiral amb un nucli blanc brillant sobre el fons negre de l'espai. Una banda blanca del disc s'estén des de baix a l'esquerra fins a dalt a la dreta. A través d'aquesta banda s'estenen circells de pols de color marró fosc. Nombrosos punts blancs de diverses mides (estrelles o cúmuls estel·lars) es troben dispersos per la imatge, però estan més concentrats cap al centre. Just fora del nucli brillant i dels circells marrons de pols, la massa d'estrelles que l'envolta sembla brillar feblement amb un color porpra blavós. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, Alberto Bolatto (UMD)

En aquesta imatge, circells de pols marró fosc s'enfilen a través del nucli blanc brillant. Cap al centre, petites taques verdes indiquen concentracions de ferro, la majoria de les quals són restes de supernoves. Les petites taques vermelles indiquen regions on l'hidrogen molecular és il·luminat per la radiació d'un estel proper.

Clic a la imatge per engrandir. Imatge de Webb molt similar a l'anterior, però amb circells de pols marró més clar més finament enfilats a través del centre de la galàxia. A més, hi ha molts filaments vermells grumosos que s'estenen verticalment per sobre i per sota del pla de la galàxia. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, Alberto Bolatto (UMD)

En aquesta segona imatge, presa en longituds d'ona infraroges properes lleugerament més llargues, mostra els circells vermells d'un vent galàctic provocat pel ritme de formació estel·lar ràpid. Webb va rastrejar la seva estructura a través de l'emissió de petites molècules químiques polsegoses anomenades hidrocarburs aromàtics policíclics (HAP).

Els investigadors planegen prendre dades espectrals de M82 i estudiar altres galàxies amb brots estel·lars amb el Webb. Aquestes observacions ajudaran a determinar l'edat dels cúmuls estel·lars i la durada de les fases de formació estel·lar en una galàxia amb naixements estel·lars, aprofundint en el nostre coneixement de l'univers primitiu.

Ho he vist aquí.

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

El sorprenent descobriment desconcerta els astrònoms.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Ho he vist aquí.

S'allibera un camp d'estrelles

A dotze milions d'anys llum de distància, a la constel·lació de l'Óssa Major, la galàxia del Cigar brilla amb llum pròpia gràcies al fet que els telescopis de la NASA; Hubble, de raigs X i el ja retirat telescopi espacial Spitzer es van unir per captar la ràpida formació estel·lar d'aquesta galàxia en múltiples espectres de llum.

El Hubble va captar gas d'hidrogen a uns 10.000º C en taronja i llum visible en groc-verd. Chandra va captar gas escalfat a milions de graus en raigs X, representat en blau. Spitzer capta
gas fred i pols vist aquí en llum infraroja captada en vermell. Les estrelles recentment formades van explotar ràpidament en supernoves expulsant gas i pols, cosa que probablement va contribuir a escampar carboni i oxigen per l'univers.

La imatge de sota en mosaic dels telescopis Hubble i Spitzer i de l'Observatori Chandra és la vista gran angular més nítida mai obtinguda de la magnífica galàxia amb brots estel·lars Messier 82 (M82). La galàxia destaca pel brillant disc blau, les xarxes de núvols triturats i els ardents plomalls d'hidrogen incandescent que surten de les seves regions centrals.

Clic per engrandir. M82, el brillant centre porpra de la galàxia dóna pas a raigs i núvols de color taronja, vermell, blau, groc-verd i, finalment, a l'espai negre que envolta la galàxia. Crèdit: Raigs X: NASA/CXC/JHU/D.Strickland; Òptic: NASA/ESA/STScI/AURA/El Hubble Heritage Team; ANAR: NASA/JPL-Caltech/Univ. of AZ/C. Engelbracht.

El telescopi espacial Hubble va ser llançat el 24 d'abril de 1990 a bord del transbordador Discovery. Al llarg dels 16 anys d'història, el Hubble ha pres centenars d'imatges que han ampliat el nostre coneixement de l'univers.

A tot el centre de la galàxia neixen estrelles joves 10 vegades més ràpid que a l'interior de tota la nostra Via Làctia. L'enorme concentració resultant d'estrelles joves tallades en el gas i la pols del centre de la galàxia i el ferotge potent vent galàctic generat per aquestes estrelles comprimeixen prou gas per crear milions d'estrelles més. A M82, les estrelles joves s'amunteguen en cúmuls estel·lars diminuts però massius. Aquests, al seu torn, es congreguen per dotzenes per formar les taques brillants o “aglomeracions estel·lars” a les parts centrals de la galàxia.

Clic per engrandir. Aquesta imatge en mosaic de la magnífica galàxia Messier 82 (M82) és la vista gran angular més nítida mai obtinguda de M82. Es tracta d'una galàxia que destaca per les xarxes de núvols triturats i plomalls flamejants d'hidrogen incandescent que brollen de les regions centrals, on neixen estrelles joves 10 vegades més ràpid que a l'interior de la nostra Via Làctia. Crèdit: NASA, ESA i Hubble Heritage Team (STScI/AURA). Agraïments: J. Gallagher (Universitat de Wisconsin), M. Mountain (STScI) i P. Puxley (NSF).

El ritme de formació estel·lar ràpid d'aquesta galàxia acabarà per autolimitar-se, ja que quan la formació d'estrelles sigui massa vigorosa, consumirà o destruirà el material necessari per crear més estrelles. El brot estel·lar remetrà aleshores, probablement en unes desenes de milions d'anys.

Situada a 12 milions d'anys llum, M82 apareix a dalt del cel de primavera boreal, en direcció a la constel·lació de l'Óssa Major. També se la coneix com la "Galàxia del Cigar" a causa de la forma el·líptica produïda per la inclinació obliqua del seu disc estel·lar respecte a la nostra línia de visió.

Ho he vist aquí i aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C74

Clic a la imatge per engrandir. Caldwell 74. Crèdit: Hubble Heritage Team (STScI/AURA/NASA/ESA).

Caldwell 74 sembla un místic llac brillant flotant al cosmos, però la seva veritable identitat és encara més estranya. També coneguda com a Nebulosa de l'Anell Sud o Nebulosa dels Vuit Brots, aquesta formació són restes d'una estrella moribunda similar al Sol. Quan les estrelles de massa mitjana es queden sense el combustible nuclear que les alimenta, expulsen a l'espai les seves capes exteriors de gas. La capa gasosa s'expandeix cap a l'exterior des del nucli restant de l'estrella, conegut com a nana blanca. Els objectes d'aquest tipus s'anomenen nebuloses planetàries, però només perquè els primers astrònoms pensaven que s'assemblaven a orbites planetaris quan es veien a través d'un telescopi petit, no perquè tinguessin relació real amb els planetes.

Aquesta nebulosa va ser produïda per un estel que forma part d'un sistema binari o doble. Una estrella brillant és a prop del centre d'aquesta imatge del Hubble, però en realitat és la petita estrella situada just a sobre la que va produir la nebulosa. Un torrent de radiació ultraviolada procedent de la superfície de la petita nana blanca fa que els gasos que l'envolten es tornin fluorescents. L'estrella més brillant es troba en una fase més primerenca de l'evolució estel·lar, però en el futur probablement compartirà una destinació similar.

Aquesta imatge va ser presa amb la Càmera Planetària i de Gran Camp 2 del Hubble. En aquesta vista, els colors il·lustren la temperatura dels gasos, amb el blau representant el gas més calent i el vermell el gas més fred a la vora exterior. La imatge del Hubble també revela una gran quantitat de filaments polsegosos que s'han condensat a partir dels gasos en expansió. Dins d'uns eons, aquestes partícules polsegoses podrien reciclar-se en noves estrelles i planetes.

Una estructura similar, coneguda com la Nebulosa de l'Anell o Messier 57, es troba a la constel·lació septentrional de Lira. L'Anell Austral és el seu homòleg de l'hemisferi sud, situat a la constel·lació de Vela. Va ser descoberta per l'astrònom anglès John Herschel el 1835 i també està catalogada com a NGC 3132. Aquesta nebulosa de magnitud 9,4 es troba a 2.000 anys-llum de distància i només té 0,4 anys-llum d'amplada, per la qual cosa la seva observació amb un telescopi petit pot resultar complicada. S'observa millor als cels tardorencs de l'hemisferi sud. A l'hemisferi nord, només els observadors d'estrelles del sud tindran l'oportunitat de veure Caldwell 74, baix en cels primaverals.

 

C74 al web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del blog

 

El Chandra i el Webb es combinen per oferir unes vistes espectaculars de NGC 346

Què s'obté quan es combinen dades de raigs X, infrarojos i òptics? Aquestes magnífiques vistes mostren el cúmul estel·lar NGC 346, les galàxies espirals NGC 1672 i Messier 74, i els Pilars de la Creació (Nebulosa de l'Àliga) de formes que mai no podríem veure només amb els nostres ulls. Les imatges compostes combinen dades dels telescopis Webb, Chandra, Hubble, Spitzer, XMM-Newton i ESO.

Clic a l'imatge per engrandir. NGC 346. Aquí, milers de motes de llum cobreixen la negror de l'espai. Un espès núvol taronja recorre la vora inferior de la imatge, envolta la cantonada inferior dreta i puja pel costat dret. A prop de la part superior esquerra de la imatge hi ha una taca similar de núvols ataronjats. Entre aquests plomalls de gas, centrat a prop de la part superior de la imatge, el cúmul estel·lar està densament poblat de motes de llum blanca, blava i porpra. A la nostra esquerra, un gran punt blanc, brillant i resplendent està envoltat de boira porpra. Es tracta d'una estrella calenta, jove i massiva, que envia vents potents cap a l'exterior des de la seva superfície. Una taca de punts més petits, altres estrelles joves, es troba dins una tènue boira porpra a prop del centre de la imatge. Crèdit: Raigs X: Chandra: NASA/CXC/SAO, XMM: ESA/XMM-Newton; Infraroig JWST: NASA/ESA/CSA/STScI, Spitzer: NASA/JPL/CalTech; Optical Hubble: NASA/ESA/STScI, ESO; Processament d'imatge: L. Frattare, J. Major, i K. Arcand.

Més informació sobre el que mostra cada imatge fent un clic aquí.

Vegeu les variacions d'aquesta imatge segons la longitud d'ona fent un clic aquí.

Ho he vist aquí.

Dossier. La matèria fosca; 9 Detecció de matèria fosca

En aquest dossier 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.

Un altre enfocament és suposar que l'Univers en realitat està ple de matèria fosca, i intenta detectar-ho. Això constitueix una intensa activitat de recerca.

Es poden distingir dos enfocaments:

 -  Detecció directa: instrumentem un bloc de matèria i esperem que vingui una partícula a interactuar.
 - Detecció indirecta: busquem al cel senyals anormals, que podrien provenir de la desintegració o aniquilació de partícules de matèria fosca.

Clic a l'imatge per engrandir. Observant el cel a la recerca de matèria fosca. Crèdit Robert, Fotolia

La recerca d'objectes compactes: microlents gravitacionals

D'alguna manera, moltes observacions del cel es poden considerar com cerques de matèria fosca, intentem detectar coses que no havíem vist abans. Per contra, un experiment que té com a finalitat declarada detectar matèria fosca pot ajudar a entendre millor certes característiques dels objectes astrofísics coneguts, alguns dels quals havien escapat a l'observació. Un exemple sorprenent és l'ús de microlents gravitacionals. Hem vist abans al dossier que el camp gravitatori d'un objecte (la lent) pot doblegar la trajectòria dels raigs de llum i canviar l'aspecte de la imatge d'un altre objecte situat darrere. Quan l'objecte-lent té massa de l'ordre d'una fracció de massa solar, l'efecte pot ser força espectacular: el flux lluminós de la imatge es pot amplificar pel pas de la lent, i això per un factor que pot arribar a diverses desenes.

Aquest fenomen és rar, i cal observar-ne milions d'estrelles si volem detectar alguns esdeveniments de microlent. Fins ara, això només ha estat possible en regions molt denses en estrelles: el centre galàctic i al núvols de  Magalhães, l'experiment AGAPE, (sigles en anglès de Galàxia d'Andròmeda i Experiment  dels píxels amplificats), amplia aquest mètode per aplicar-lo a la galàxia d'Andròmeda M31). Si la matèria fosca està formada per objectes compactes capaços de donar lloc a aquests esdeveniments de microlents gravitacionals, llavors podem calcular el nombre d'aquests esdeveniments que hauria d'induir la matèria fosca continguda a l'halo de la nostra galàxia.

Aquests esdeveniments es van observar efectivament, però en quantitat inferior a la prevista pels models. L'anàlisi precisa dels resultats indica que l'halo de la galàxia no pot estar format per més d'un 20% d'objectes amb masses incloses en 10 -6 i 1 massa solar. Aquest rang de massa cobreix tots els objectes de tipus nanes marrons, estrelles de poca massa.

Detecció directa

Si la nostra galàxia està envoltada per un halo de matèria fosca en forma de partícules, la Terra hauria de ser travessada permanentment per un corrent d'aquestes partícules. Aleshores hauríem de poder detectar-los directament, és a dir, destacar la seva interacció amb la matèria en un detector.

A aquest tipus d'investigació es dediquen diversos experiments. Una de les principals dificultats consisteix a reconèixer les eventuals partícules de matèria fosca entre els altres processos que poden conduir a un esdeveniment en el detector: radiació còsmica, una partícula de radioactivitat natural, etc. La primera precaució és blindar l'experiment i enterrar-lo sota terra (per protegir-se dels raigs còsmics). Aleshores, els esdeveniments procedents de la matèria fosca no tenen la mateixa probabilitat segons la temporada de l'any: la Terra gira al voltant del Sol que gira al voltant del centre galàctic. Allà la velocitat de la Terra en comparació amb l'halo de la galàxia difereix d'una estació a l'altra, i per tant s'hauria d'observar una variació anual del senyal de detecció directa.

Aquesta variació anual va ser anunciada l'any 1998, i confirmada regularment des de llavors, per la col·laboració DAMA ubicada a Grand Sasso (Itàlia). Tanmateix, aquest anunci encara troba un cert escepticisme dins de la comunitat científica, perquè altres experiments almenys tan sensibles (Edelweiss, per exemple) troben que el resultat anunciat per DAMA està exclòs.

 

Clic a l'imatge per engrandir. Vistes dels experiments CMS, Edelweiss, ZEPLIN, DAMA, HDMS, CRESST.

Detecció indirecta

Si l'Univers s'omple de partícules d'un nou tipus, es produeixen col·lisions de tant en tant, que poden provocar reaccions que les destrueixen, aniquilacions. Poden produir partícules de les quals coneixem les propietats i que sabem detectar: fotons, neutrins, electrons, positrons, protons i fins i tot antiprotons o antinuclis. Cal assenyalar immediatament que aquestes aniquilacions són rares, de manera que la producció de partícules que estem comentant aquí és un fenomen marginal.

Encara hauria d'existir, i hauríem de veure com aquestes partícules apareixen en regions de l'Univers on la matèria fosca és abundant. Concretament, aquests llocs són els centres de les galàxies i els centres de cúmul de galàxies, que contenen molta matèria fosca simplement perquè es van formar galàxies on la matèria fosca era abundant! També hi hauria d'haver una concentració força gran de matèria fosca al Sol i al nucli de la Terra, per una raó diferent: aquests objectes celestes poden capturar matèria fosca ambiental en el seu camp de llum gravetat. Finalment, si la matèria fosca es presenta en forma de grumolls, com hem suggerit anteriorment, aquests grumolls també són llocs on la concentració és especialment elevada.

L'estratègia de detecció indirecta consisteix a observar aquests llocs per intentar destacar un excés de partícules. Ràpidament ens adonem de la dificultat d'aplicar aquesta observació per destacar la matèria fosca: destacar la presència d'electrons al Sol o a les galàxies no és res extraordinari, és fins i tot molt banal, i caldrà molta persuasió per convèncer ningú que provenen de l'aniquilació de la matèria fosca!

La idea no és tan absurda però, perquè un pot interessar-se per partícules que a priori són més rares en el lloc on s'observa. Considereu diversos casos concrets:

Neutrins

Podem observar el Sol o les galàxies intentant capturar neutrins d'alta energia. Els neutrins emesos pel Sol, i les estrelles en general, durant les reaccions termonuclears, tenen una energia relativament baixa, i no es coneix cap procés que no sigui l'aniquilació de la matèria fosca que creï neutrins d'alta energia. Aquest és un dels objectius dels experiments Amanda i Antares, que constitueixen telescopis de neutrins.

Clic a l'imatge per engrandir. Amanda al pol sud, Antares al Mediterrani. Les línies de detectors es col·loquen en un medi transparent, gel en el primer cas, aigua en el segon.

Fotons gamma

L'aniquilació de la matèria fosca també podria produir fotons gamma d'alta energia. Les observacions de grans telescopis dedicats a l'observació en el domini gamma podrien proporcionar respostes importants.

Clic a l'imatge per engrandir. Els quatre telescopis Hess de Namíbia i el de 17 metres de Magic.

Positrons

L'aniquilació de partícules de matèria fosca també podria produir positrons, antipartícules dels electrons. Aquests positrons són força visibles a la galàxia, perquè al seu torn s'aniquilen quan troben electrons, produint fotons d'energia característica (una línia d'aniquilació a 511 keV). Aquesta línia d'aniquilació està ben observada, i fins i tot s'utilitza per produir mapes de positrons a la galàxia (vegeu imatge més avall). Els que no s'aniquilen també es poden detectar directament en instruments en òrbita (Egret). L'objectiu principal d'aquests instruments no és detectar matèria fosca, sinó (entre d'altres coses) mesurar la quantitat de positrons que se sap que estan presents, produïts pels molts fenòmens molt energètics de la Galàxia. Resulta que aquests dos instruments han detectat fluxos anormalment alts de positrons.

 

Clic a l'imatge per engrandir. Instrument Garceta (Egret) a bord del satèl·lit CGRO.

Clic a l'imatge per engrandir. El mapa de l'aniquilació de positrons obtingut mitjançant l'anàlisi de les dades preses pel satèl·lit Integral.

Antiprotons i antinuclis

Pel que fa als positrons, es dediquen diversos experiments a l'estudi dels antiprotons còsmics. Mesures molt precises de la quantitat d'antiprotons per sobre de l'atmosfera terrestre es van dur a terme per l'experiment de Bess, així com durant el vol de prova de l'experiment AMS a bord del transbordador espacial l'any 2002. Les mesures actuals estan totalment d'acord amb les quantitats previstes pels models que descriuen la producció d'aquests antiprotons. Això vol dir que si hi ha una contribució procedent de la matèria fosca, ha de ser prou feble per no competir amb la contribució "estàndard". Aquesta no observació, per dir-ho així, permet posar restriccions a les propietats de la matèria fosca, en excloure els models que conduirien a una producció excessiva d'antiprotons. Es fan estudis similars per als antinuclis més pesats, principalment l'antideuteri, que també va ser ben observat per AMS.

Clic a l'imatge per engrandir. Imatge artística de l'experiment AMS-01 a bord del transbordador espacial per al vol de prova el 1998.

Raigs còsmics d'alta energia

Hi ha un excés de partícules carregades d'alta energia en comparació amb les expectatives teòriques. Es desconeix la naturalesa d'aquestes partícules carregades, podrien ser protons, però també altres coses. Diversos experiments es dediquen a l'observació a gran escala d'aquests raigs còsmics, amb l'objectiu d'entendre la seva composició, el seu origen i potser la seva relació amb la matèria fosca.

Clic a l'imatge per engrandir. Vista d'un tanc de l'experiment Auger a la Pampa Argentina.

Veure:

Capítol anterior: 8 Testejar els models estàndards
Capítol següent: i 10 Conclusions

Ho he vist aquí.