Clic per engrandir. Hubble i Euclid s'han unit en aquesta imatge de la Nebulosa Ull de Gat, NGC 6543. Crèdit: ESA/Hubble i NASA, ESA Euclid/Euclid Consortium/NASA/Q1-2025, J.-C. Cuillandre i E. Bertin (CEA Paris-Saclay), Z. Tsvetanov.
Aquesta nova imatge del Telescopi Espacial Hubble de la NASA/ESA mostra un dels vestigis més visualment intricats d'una estrella moribunda: la Nebulosa de l'Ull de Gat, també coneguda com NGC 6543. Aquesta extraordinària nebulosa planetària es troba a la constel·lació del Dragó i ha captivat els astrònoms durant dècades amb la seva estructura elaborada i multinivell. Les observacions de la missió Gaia de l'ESA situen la nebulosa a 4.400 anys llum de distància.
Clic per ampliar. Crèdit: ESA/Hubble & NASA, ESA Euclid/Euclid Consortium/NASA/Q1-2025, J.-C. Cuillandre & E. Bertin (CEA Paris-Saclay), Z. Tsvetanov.
Les nebuloses planetàries, anomenades així per la seva forma rodona, que feia que semblessin planetes quan es miraven a través dels primers telescopis, són en realitat gas que s'expandeix i que és expulsat per les estrelles en les seves darreres etapes d'evolució. Va ser a la mateixa nebulosa de l'Ull de Gat on es va descobrir per primer cop aquest fet el 1864: l'anàlisi de l'espectre de la seva llum revela l'emissió de molècules individuals pròpia d'un gas, la qual cosa les distingeix de les estrelles i les galàxies.
El Hubble també va revolucionar la nostra comprensió de les nebuloses planetàries; les seves imatges detallades van mostrar que l'aparença senzilla i circular d'una nebulosa planetària vista des de la Terra amaga una morfologia molt complexa. Això era especialment cert en el cas de la Nebulosa Ull de Gat, on les imatges del Hubble del 1995 van revelar estructures mai vistes abans que van ampliar la nostra comprensió de com es formen les nebuloses planetàries.
Clic a la imatge per ampliar. En aquesta nova imatge, el Hubble captura el mateix nucli de gas turbulent amb l'instrument Canal d'Alta Resolució de la seva Càmera Avançada per a Sondejos (ACS). Aquest instrument està optimitzat per obtenir imatges molt nítides de detalls subtils en una àrea petita, com les característiques complexes al cor de la Nebulosa de l'Ull de Gat. Les dades revelen un tapís de capes concèntriques, raigs de gas a alta velocitat i nusos densos esculpits per interaccions de xoc, característiques que semblen gairebé surrealistes en la seva complexitat. Es creu que aquestes estructures enregistren la pèrdua de massa episòdica de l'estrella moribunda al centre de la nebulosa, creant una mena de «registre fòssil» còsmic de les seves etapes evolutives finals. Part d'aquestes dades també es van utilitzar en una imatge anterior de la Nebulosa de l'Ull de Gat, publicada el 2004. Les dades de l'ACS no utilitzades anteriorment es combinen amb el processament d'imatges més avançat per crear aquesta nova imatge, la més nítida feta mai d'aquesta nebulosa. Crèdit: ESA/Hubble & NASA, Z. Tsvetanov.
Aquesta vegada, al Hubble s'hi uneix el telescopi espacial Euclid de l'ESA per crear una nova imatge de la NGC 6543. Els ulls combinats de Hubble i Euclid revelen la notable complexitat de la mort estel·lar en aquest objecte. Tot i que està dissenyat principalment per cartografiar l'univers distant, Euclid captura la Nebulosa Ull de Gat com a part de les seves prospeccions d'imatgeria de camp profund. En la imatge d'Euclid de llum visible, infraroja propera i camp ampli, els arcs i filaments de la brillant regió central de la nebulosa es situen dins d'un halo de fragments de gas multicolors que s'allunyen a gran velocitat de l'estrella. Aquest anell va ser expulsat de l'estrella en una fase anterior, abans que es formés la nebulosa principal del centre. Tota la nebulosa destaca contra un fons ple de galàxies llunyanes, la qual cosa demostra com amb Euclid es poden veure alhora la bellesa astrofísica local i els confins més llunyans del cosmos.
Clic a la imatge per engrandir. En la visió d'Euclid de llum visible, infraroja propera i de camp ampli, els arcs i filaments de la brillant regió central de la nebulosa es troben dins d'un halo de fragments de gas multicolors que s'allunyen a gran velocitat de l'estrella. Aquest anell va ser expulsat de l'estrella en una fase anterior, abans que es formés la nebulosa principal del centre. El Hubble captura el nucli mateix del gas turbulent amb imatges de llum visible d'alta resolució, afegint un detall addicional al centre d'aquesta imatge. Tota la nebulosa destaca contra un fons ple de galàxies llunyanes, la qual cosa demostra com la bellesa astrofísica local i els confins més llunyans del cosmos es poden veure junts en els estudis astronòmics moderns. Juntes, aquestes missions proporcionen una visió rica i complementària de la NGC 6543, revelant la delicada interacció entre els processos de final de vida estel·lar i l'immens tapís còsmic que hi ha més enllà. Crèdit: ESA/Hubble & NASA, ESA Euclid/Euclid Consortium/NASA/Q1-2025, J.-C. Cuillandre & E. Bertin (CEA Paris-Saclay), Z. Tsvetanov.
En aquesta àmplia visió de la nebulosa i els seus voltants, el Hubble captura el nucli mateix del gas turbulent amb una nova imatge de llum visible d'alta resolució, afegint més detall al centre d'aquesta imatge. Les dades revelen un tapís de capes concèntriques, raigs de gas d'alta velocitat i nusos densos esculpits per interaccions de xoc, trets que semblen gairebé surrealistes en la seva complexitat. Es creu que aquestes estructures enregistren la pèrdua de massa episòdica de l'estrella moribunda al centre de la nebulosa, creant una mena de «registre fòssil» còsmic de les seves etapes evolutives finals.
La combinació de la visió de camp estret del Hubble amb les observacions de camp profund de l'Euclid no només destaca l'exquisida estructura de la nebulosa, sinó que també la situa en el context més ampli de l'univers que exploren ambdós telescopis espacials. Juntes, aquestes missions proporcionen una visió rica i complementària de la NGC 6543, revelant la delicada interacció entre els processos de final de vida estel·lar i l'immens tapís còsmic que hi ha més enllà.
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).
Identificat el quàsar més brillant i de major creixement
Clic a la imatge per engrandir. Utilitzant el Very Large Telescope (VLT) de l'Observatori Austral Europeu (ESO), els astrònoms han caracteritzat un quàsar brillant, descobrint que no només és el més brillant de la seva classe, sinó també l'objecte més lluminós que s'ha observat mai. Els quàsars són els nuclis brillants de galàxies llunyanes i estan alimentats per forats negres supermassius. El forat negre d'aquest quàsar, que ha batut tots els rècords, està creixent en massa l'equivalent a un Sol al dia, cosa que el converteix en el forat negre de creixement més ràpid fins ara. Crèdit: ESO/M. Kornmesser
Els forats negres que alimenten els quàsars recullen matèria del seu entorn en un procés tan energètic que emet grans quantitats de llum. Tant és així que els quàsars són alguns dels objectes més brillants del nostre cel, cosa que significa que fins i tot els més distants són visibles des de la Terra. Per regla general, els quàsars més lluminosos indiquen els forats negres supermassius de creixement més ràpid.
"Hem descobert el forat negre de creixement més ràpid conegut fins ara. Té una massa de 17.000 milions de sols i se'n menja una mica més d'un Sol al dia. Això el converteix en l'objecte més lluminós de l'Univers conegut", afirma Christian Wolf, astrònom de la Universitat Nacional Australiana (ANU) i autor principal de l'estudi publicat avui a Nature Astronomy. El quàsar, anomenat J0529-4351, és tan lluny de la Terra que la seva llum va trigar més de 12.000 milions d'anys a arribar fins a nosaltres.
La matèria que és atreta cap a aquest forat negre, en forma de disc, emet tanta energia que J0529-4351 és més de 500 bilions de vegades més lluminós que el Sol. "Tota aquesta llum procedeix d´un disc d´acreció calent que fa set anys llum de diàmetre: deu ser el disc d´acreció més gran de l´Univers", afirma Samuel Lai, estudiant de doctorat i coautor de l´estudi a l´ANU. Set anys llum equivalen a unes 15.000 vegades la distància entre el Sol i l'òrbita de Neptú.
Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge mostra la regió del cel on es troba el quàsar J0529-4351, que ha batut tots els rècords. Utilitzant el Very Large Telescope (VLT) d'ESO a Xile, s'ha descobert que aquest quàsar és l'objecte més lluminós conegut a l'Univers fins avui. Aquesta imatge es va crear a partir d'imatges que formen part del Digitized Sky Survey 2, mentre que el requadre mostra la ubicació del quàsar en una imatge del Dark Energy Survey. . Crèdit: ESO/Digitized Sky Survey 2/Dark Energy Survey
La cerca de quàsars requereix dades d'observació precises de grans àrees del cel. Els conjunts de dades resultants són tan extensos que els investigadors solen utilitzar models d'aprenentatge automàtic per analitzar-los i distingir els quàsars d'altres objectes celestes. No obstant això, aquests models s'entrenen a partir de dades existents, cosa que limita els possibles candidats a objectes similars als ja coneguts. Si un nou quàsar és més lluminós que qualsevol altre observat anteriorment, el programa podria rebutjar-lo i classificar-lo en el seu lloc com una estrella no gaire distant de la Terra.
Una anàlisi automatitzada de les dades del satèl·litGAIA de l'Agència Espacial Europea va passar per alt J0529-4351 per ser massa brillant per ser un quàsar, suggerint al seu lloc que era una estrella. Els investigadors el van identificar com un quàsar llunyà l'any passat fent servir observacions del telescopi de 2,3 metres de l'ANU, situat a l'Observatori de Siding Spring (Austràlia). Tot i això, per descobrir que es tractava del quàsar més lluminós mai observat es va necessitar un telescopi més gran i mesuraments amb un instrument més precís. L'espectrògraf X-shooter del VLT d'ESO, situat al desert xilè d'Atacama, va proporcionar les dades crucials.
El forat negre de creixement més ràpid mai observat també serà un objectiu perfecte per a l'actualització GRAVITY+ a l'Interferòmetre VLT (VLTI) d'ESO, que està dissenyat per mesurar amb precisió la massa dels forats negres, inclosos els que es troben lluny de la Terra. A més, l'Extremely Large Telescope (ELT) d'ESO, un telescopi de 39 metres que s'està construint al desert xilè d'Atacama, farà encara més factible la identificació i la caracterització d'aquests objectes esquius.
La troballa i l'estudi de forats negres supermassius distants podria donar llum sobre alguns dels misteris de l'Univers primitiu, entre ells com es van formar i evolucionar tant ells com les galàxies que els allotgen. Però aquesta no és l'única raó per la qual Wolf els cerca. "Personalment, simplement m'agrada la persecució", afirma. "Durant uns minuts al dia, torno a sentir-me com un nen, jugant a la recerca del tresor, i ara poso sobre la taula tot el que he après des de llavors".
Clic a l'imatge per engrandir. Aquesta recreació artística mostra la resplendor brillant de dos quàsars que resideixen als nuclis de dues galàxies que es troben en un caòtic procés de fusió. L'estira-i-arronsa gravitatori entre les dues galàxies desencadena una tempesta d'estrelles. Els quàsars són fars brillants de llum intensa procedents dels centres de galàxies llunyanes. Estan alimentats per forats negres supermassius que s'alimenten voraçment de la matèria que els arriba. Aquest frenesí alimentari provoca un torrent de radiació que pot eclipsar la llum col·lectiva de milers de milions d'estrelles de la galàxia amfitriona. En unes desenes de milions d'anys, els forats negres i les seves galàxies es fusionaran, igual que la parella de quàsars, i formaran un forat negre encara més massiu. Crèdit: NASA, ESA, Joseph Olmsted (STScI)
Un parell de galàxies en fusió encenen forats negres en curs de col·lisió
Els quàsars són un dels focs artificials més brillants de l'univers. Dispersos per tot el cel, brillen amb l'opulència de més de 100.000 milions d'estrelles. I, com una brillant flamarada aèria de la nit de cap d'any, enlluernen durant un temps relativament breu, en escales de temps còsmiques. Això és degut a que són alimentats per voraços forats negres supermassius que engoleixen una gran quantitat de gas i pols que s'escalfa a altes temperatures. Però el bufet lliure de menjar dels quàsars té una durada limitada.
Aquesta característica fugaç dels quàsars va ajudar els astrònoms a trobar dos quàsars en curs de col·lisió entre si. Estan incrustats dins d'un parell de galàxies que van xocar entre elles fa 10.000 milions d'anys. És rar trobar un duet tan dinàmic a l'Univers llunyà. Aquesta detecció ens dóna pistes sobre com era d'inestable el cosmos fa molt de temps, quan les galàxies col·lisionaven amb més freqüència i els forats negres s'omplien de restes d'aquestes topades.
Com que els dos quàsars parpellegen a ritmes diferents a mesura que el flux de combustible augmenta i disminueix, es van identificar com una activitat inusual que passa a l'espai. El Hubble va ampliar la imatge i va resoldre clarament la parella, així com les seves galàxies amfitriones.
Clic a l'imatge per engrandir. Fotografia del telescopi espacial Hubble d'un parell de quàsars que existien quan l'univers només tenia 3.000 milions d'anys. Estan incrustats dins un parell de galàxies en col·lisió. Els quàsars estan separats per menys de la mida d'una galàxia. Els quàsars s'alimenten de voraços forats negres supermassius que llancen ferotges raigs d'energia mentre s'esmollen de gas, pols i qualsevol altra cosa que caigui a les urpes gravitatòries. Els forats negres acabaran fusionant-se. Crèdits: NASA, ESA, Yu-Ching Chen (UIUC), Hsiang-Chih Hwang (IAS), Nadia Zakamska (JHU), Yue Shen (UIUC).
El telescopi espacial Hubble troba inesperadament un quàsar doble en un univers llunyà
L'Univers primitiu era un lloc esvalotat on les galàxies sovint xocaven entre si i fins i tot es fusionaven. Utilitzant el telescopi espacial Hubble de la NASA i altres observatoris espacials i terrestres, els astrònoms que investiguen aquests esdeveniments han fet un descobriment inesperat i poc comú: un parell de quàsars lligats gravitacionalment, tots dos cremant a l'interior de dues galàxies en fusió. Ja existien quan l'univers només tenia 3.000 milions d'anys.
"No veiem gaires quàsars dobles en una època tan primerenca de l'Univers. Per això aquest descobriment és tan emocionant", afirma Yu-Ching Chen, estudiant de postgrau de la Universitat d'Illinois a Urbana-Champaign i autor principal d'aquest estudi.
La recerca de quàsars binaris propers és un camp de recerca relativament nou que s'acaba de desenvolupar en els darrers 10 o 15 anys. Els nous i potents observatoris actuals han permès als astrònoms identificar casos en què dos quàsars estan actius alhora i prou a prop com per acabar fusionant-se.
Cada cop hi ha més evidències que les grans galàxies es formen mitjançant fusions. Els sistemes més petits s'uneixen per formar sistemes més grans i estructures cada cop més grans. Durant aquest procés s'haurien de formar parells de forats negres supermassius dins de les galàxies que es fusionen. "Conèixer la població progenitora de forats negres ens acabarà informant sobre l'aparició de forats negres supermassius a l'univers primitiu i sobre la freqüència que podrien tenir aquestes fusions", afirma Chen.
Clic a l'imatge per engrandir. Aquesta imatge mostra una fotografia del telescopi espacial Hubble d'un parell de quàsars que existien quan l'univers només tenia 3.000 milions d'anys. Estan incrustats dins un parell de galàxies en col·lisió. Els quàsars estan separats per menys de la mida duna sola galàxia. Els forats negres acabaran fusionant-se. Crèdits: NASA, ESA, Yu-Ching Chen (UIUC), Hsiang-Chih Hwang (IAS), Nadia Zakamska (JHU), Yue Shen (UIUC).
"Estem començant a revelar aquesta punta de l'iceberg de la població de quàsars binaris primitius", afirma Xin Liu, de la Universitat d'Illinois a Urbana-Champaign. "Aquesta és la singularitat d'aquest estudi. Ens diu realment que aquesta població existeix, i ara tenim un mètode per identificar quàsars dobles que estan separats per menys de la mida d'una sola galàxia".
Va ser com trobar una agulla en un paller que va requerir la potència combinada del telescopi espacial Hubble de la NASA i dels observatoris W.M. Keck de Hawaii. Les observacions en múltiples longituds d'ona de l'Observatori Internacional Gemini de Hawaii, el Karl G. Jansky Very Large Array de la NSF a Nou Mèxic i l'Observatori de Raigs X Chandra de la NASA també van contribuir a comprendre el duo dinàmic. A més, l'observatori espacial GAIA de l'ESA (Agència Espacial Europea) va ajudar a identificar aquest quàsar doble.
"La sensibilitat i resolució del Hubble van proporcionar imatges que ens permeten descartar altres possibilitats pel que estem veient", va dir Chen. El Hubble mostra, de manera inequívoca, que és un autèntic parell de forats negres supermassius, i no de dues imatges del mateix quàsar creades per una lent gravitacional en primer pla. A més, el Hubble mostra un fenomen de marea provocat per la fusió de dues galàxies, en què la gravetat distorsiona la forma de les galàxies formant dues cues d'estrelles.
Tot i això, la nítida resolució del Hubble per si sola no és suficient per anar a buscar aquestes balises de doble llum. Els investigadors van recórrer a GAIA, que es va llançar el 2013, per localitzar possibles candidats a quàsar doble. GAIA mesura amb gran precisió les posicions, distàncies i moviments dels objectes celestes propers. Però, gràcies a una nova tècnica, es pot utilitzar per explorar l'univers llunyà. L'enorme base de dades de GAIA es pot utilitzar per buscar quàsars que imitin el moviment aparent d'estrelles properes. Els quàsars apareixen com a objectes individuals a les dades de GAIA perquè estan molt a prop els uns dels altres. Tot i això, GAIA pot captar un "moviment" subtil i inesperat que imita un canvi aparent en la posició d'alguns dels quàsars que observa.
En realitat, els quàsars no es mouen per l'espai de manera mesurable. En canvi, el seu moviment podria ser degut a fluctuacions aleatòries de la llum, ja que la brillantor de cada membre de la parella de quàsars varia en escales de temps de dies a mesos, depenent de l'horari d'alimentació del forat negre. Aquesta alternança de brillantor entre la parella de quàsars és semblant a veure a distància el senyal d'una cruïlla de ferrocarril. Com que els llums a banda i banda del senyal fix parpellegen alternativament, el senyal dóna la il·lusió de "sacsejar-se".
Un altre problema és que, pel fet que la gravetat deforma l'espai com un mirall, una galàxia en primer pla podria dividir en dos la imatge d'un quàsar llunyà, creant la il·lusió que en realitat es tracta d'un parell binari. Es va utilitzar el telescopi Keck per assegurar-se que no hi havia cap galàxia que servís de lent entre nosaltres i el suposat quàsar doble.
Com que el Hubble treu el cap al passat llunyà, aquest quàsar doble ja no existeix. Al llarg dels 10.000 milions d'anys transcorreguts, és probable que les seves galàxies amfitriones s'hagin assentat en una galàxia el·líptica gegant, com les que es veuen avui a l'univers local. I els quàsars s'han fusionat per convertir-se en un forat negre supermassiu gegantí al seu centre. La galàxia el·líptica geganta propera, M87, té un monstruós forat negre que pesa 6.500 milions de vegades la massa del nostre Sol. Potser aquest forat negre va sorgir d'una o diverses fusions de galàxies en els darrers milers de milions d'anys.
El proper telescopi espacial Nancy Grace Roman de la NASA, amb la mateixa agudesa visual que el Hubble, és ideal per a la caça de quàsars binaris. El Hubble s'ha fet servir per prendre minuciosament dades d'objectius individuals. Però la visió infraroja de l'Univers que ofereix Roman, de gran angular, és 200 vegades més gran que la del Hubble. "Molts quàsars podrien ser sistemes binaris. El telescopi Roman pot millorar enormement aquest camp de recerca", afirma Liu.
Els resultats van ser publicats el 5 d'abril a la revista Nature.
El telescopi espacial Hubble és un projecte de cooperació internacional entre la NASA i l'ESA. El Centre Goddard de Vols Espacials de la NASA a Greenbelt, Maryland, gestiona el telescopi. L'Institut Científic del Telescopi Espacial (STScI), a Baltimore (Maryland), duu a terme les operacions científiques del Hubble i del Webb. El STScI és operat per a la NASA per l'Associació d'Universitats per a la Investigació en Astronomia, a Washington, D.C.
El innovador mesurament de la nana blanca LAWD 37 realitzada amb el Hubble ens dóna una pista de com serà el Sol al final de la seva vida.
Els astrònoms han mesurat per primera vegada la massa d'una estrella nana blanca solitària. Aquest tipus de romanent estel·lar fumejant es forma al final de la vida de les estrelles de baixa massa i serà el que deixi darrere seu el Sol quan mori d'aquí a uns 5.000 milions d'anys.
El telescopi espacial Hubble va mesurar la massa d'una nana blanca anomenada LAWD 37, que es va cremar fa més de mil milions d'anys. A la feina, els científics van utilitzar un fenomen predit per primera vegada el 1915 per Albert Einstein anomenat "lent gravitatòria", que consisteix en la curvatura de la llum per objectes de gran massa. L'equip va determinar que LAWD 37 té una massa propera al 56% de la del Sol. La troballa confirma les teories actuals sobre la formació i evolució d'aquestes restes estel·lars. Aquesta nana blanca s'ha estudiat bé perquè està relativament a prop de la Terra, a 15 anys llum, a la constel·lació de la Mosca.
"Com que aquesta nana blanca està relativament a prop nostre, tenim moltes dades sobre ella: tenim informació sobre el seu espectre de llum, però la peça que faltava al trencaclosques era mesurar la seva massa", afirma en un comunicat Peter McGill, astrònom de la Universitat de Califòrnia a Santa Cruz, que va dirigir la investigació.
Clic per engrandir. Imatge del telescopi espacial Hubble d'una estrella nana blanca anomenada LAWD 37. Crèdit: NASA, ESA, P. McGill (Univ. de Califòrnia, Santa Creu i Universitat de Cambridge), K. Sahu (STScI), J. Depasquale (STScI).
És la primera vegada que els astrònoms calculen la massa d'una nana blanca solitària, però ja havien fet mesures similars anteriorment per a nanes blanques en associacions binàries amb altres estrelles.
Per parelles, els astrònoms poden obtenir una mesura de la massa aplicant la teoria de la gravetat de Newton al moviment de dues estrelles que orbiten entre si. Això no obstant, pot ser un procés incert, especialment quan l'estrella companya té una òrbita llarga de centenars o milers d'anys.
Per mesurar la massa d'aquest estel únic, els investigadors van recórrer a la formulació de la gravetat d'Einstein, la seva teoria de la relativitat general.
Com Einstein va ajudar a mesurar una estrella morta
La relativitat general suggereix que els objectes de gran massa "deformen" el teixit mateix de l'espai-temps. Com més gran és la massa, més gran és la "abonyegament" que causa a l'espai.
Quan la llum d'un objecte de fons passa per aquesta deformació, es desvia un efecte que pot amplificar la llum o fins i tot fer que l'objecte de fons aparegui a diversos llocs alhora. Tot i això, el més habitual és que la deformació provoqui un canvi en la posició aparent de l'objecte de fons.
La massa de l'objecte lent que causa l'efecte es pot obtenir mesurant la intensitat amb què es desvia la llum i, per tant, el desplaçament de la posició que provoca quan els astrònoms observen l'objecte de fons. Això és cert fins i tot si el desplaçament és petit, com passa en els casos de microlent com el d'aquesta nana blanca en particular.
A les noves observacions, LAWD 37 va actuar com una lent gravitatòria en primer pla, desviant lleugerament la llum procedent d'una estrella de fons que passava per davant i desplaçant la seva posició al cel. Aquest desplaçament va permetre a McGill i al seu equip mesurar la massa de LAWD 37. Els investigadors havien utilitzat un procés similar per trobar la massa d'una altra nana blanca el 2017, però aquest romanent estel·lar estava en un sistema binari, no era una estrella morta en solitari com LAWD 37.
Clic per engrandir. Un diagrama mostra com un objecte massiu, com una estrella nana blanca, pot deformar l'espai-temps, fent que una estrella de fons aparegui en un lloc diferent del que es troba en realitat. Crèdit: NASA, ESA, A. Feild. Infografia en català: Sci-Bit
McGill i els seus col·legues es van poder centrar a LAWD 37 gràcies a la missióGAIA de l'Agència Espacial Europea, que mesura amb precisió les posicions d'uns 2.000 milions d'estrelles. L'ús de múltiples imatges de Gaia permet als astrònoms seguir el moviment d'una estrella, per la qual cosa l'equip va poder predir que LAWD 37 passaria davant de l'estrella de fons el novembre del 2019.
Armats amb aquesta previsió, els científics van utilitzar el Hubble durant diversos anys per mesurar el canvi en la posició aparent de l'estrella de fons a mesura que la nana blanca passava davant seu.
"Aquests fenòmens són poc freqüents i els efectes són mínims", explica McGill. "Per exemple, la mida del nostre desplaçament mesurat és com mesurar la longitud d'un cotxe a la Lluna vist des de la Terra".
L'equip també va haver d'extreure la llum tènue de les estrelles de fons de la resplendor de LAWD 37, unes 400 vegades més brillant. Afortunadament, el Hubble és prou potent per fer aquest tipus d'observacions d'alt contrast en llum visible.
Leigh Smith, astrònom de la Universitat de Cambridge (Regne Unit) i coautor de la investigació, afirma al comunicat: "Fins i tot quan s'ha identificat un succés d'aquest tipus, únic en un milió, segueix sent extremadament difícil fer aquests mesuraments. La resplendor de la nana blanca pot causar ratlles en adreces impredictibles, cosa que significa que vam haver d'analitzar cadascuna de les observacions del Hubble amb extrema cura, i les seves limitacions, per modelar l'esdeveniment i estimar la massa de LAWD 37".
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.
Les estrelles de galàxies espirals no són estàtiques però tenen moviment circular al voltant del centre. La força centrifuga a causa d'aquesta rotació compensa la força de gravitació, que és la que evita que les estrelles s'enfonsin cap al cor de les galàxies.
Clic per engrandir. Il·lustració d'una galàxia espiral. Crèdit: Peter Jurik, Adobe Stock
A una distància determinada del centre de la galàxia, la velocitat de rotació està doncs relacionada amb l'atracció gravitatòria en aquest lloc, i per tant també amb la distribució de massa a la galàxia. És anàleg al que passa al sistema solar: la velocitat de rotació dels planetes està fixada per la massa del Sol i la distància entre ells.
Clic per engrandir. Galàxia espiral, vista frontal.
La rotació de les galàxies
Es pot mesurar la velocitat de rotació (gràcies al desplaçament espectral anomenat efecte Doppler) per a cada distància des del centre de la galàxia; aleshores obtenim una corba de rotació, que també ve determinada per la distribució de masses. Tanmateix, si calculem la corba de rotació deguda a l'atracció gravitatòria de tot el que observem a les galàxies: les estrelles, el gas interestel·lar, els núvols moleculars, pols, trobem que la velocitat de rotació calculada és inferior a la observada, en particular a les regions externes de les galàxies. Els càlculs indiquen que la corba de rotació hauria de disminuir a grans distàncies, mentre que s'observa que és constant a la majoria de les galàxies observades.
Clic per engrandir. Imatges d'una galàxia espiral en diverses longituds d'ona i corba de rotació obtinguda, a la part inferior dreta. Aquesta corba representa la velocitat de rotació en funció de la distància des del centre. (Feu un clic aquí per obtenir més detalls tècnics).
Aquest problema porta el nom de matèria fosca galàctica. Una possible solució és, de fet, que les galàxies contenen un component no detectat, l'atracció gravitatòria és responsable de la discrepància observada. De fet, els càlculs mostren que aquest component hauria de ser molt més gran que tots els components visibles, en un factor de 5 a 10. Aquest factor depèn de les suposicions fetes sobre la forma en què aquesta matèria fosca es distribuiria a la galàxia. Dues hipòtesis principals estan en competència des de fa temps: la del disc màxim, en què la matèria fosca es distribueix en un disc gruixut que se superposaria al disc estel·lar, i la del halo esfèric, en què la matèria fosca es distribueix en un gran halo amb simetria esfèrica. Ara s'afavoreix la segona hipòtesi, per motius relacionats amb la cosmologia que veurem més endavant.
Tingueu en compte que l'anàlisi de les corbes de rotació no ens permet resoldre aquesta qüestió i deduir inequívocament la distribució de la matèria total a les galàxies. Això es deu essencialment al fet que la corba de rotació només conté informació en un pla (el pla de rotació), que no permet traçar l'estructura tridimensional de la distribució de masses. Tenir en compte les observacions d'objectes situats fora del disc permet eliminar parcialment aquesta ambigüitat, tal com s'esmenta al final d'aquesta pàgina.
Moviments estel·lars perpendiculars al disc de la nostra galàxia
En el cas de la nostra galàxia, la situació és una mica especial. Estem a l'interior, i la nostra posició no és gaire favorable per mesurar la seva corba de rotació. D'altra banda, estem molt ben situats per mesurar el moviment de les estrelles a les proximitats del Sol. Això també és interessant, perquè les estrelles que s'allunyen del disc de la galàxia són atretes per la massa continguda en aquest disc i tendeixen a tornar-hi, després a creuar-lo per passar a l'altre costat. Això provoca una oscil·lació a banda i banda del disc. Per tant, l'anàlisi del moviment de les estrelles en la direcció perpendicular al pla del disc galàctic proporciona informació sobre la distribució de la massa en aquest disc. Els resultats d'aquest tipus d'anàlisi han estat durant molt de temps controvertits, però ara sembla establert que el disc en si conté poca matèria fosca. És probable que es distribueixi en un halo estès, amb més forma d'una esfera que d'un disc.
El futur: els moviments tridimensionals de totes les estrelles de la galàxia?
El satèl·litGAIA proposa mesurar amb una precisió molt alta la posició i la velocitat de mil milions d'estrelles a la nostra galàxia. Aquest projecte (missió de la ESA, llançat el 2013) permet provar la hipòtesi de la matèria fosca amb molta més profunditat, i si cal mesurar-ne la distribució espacial.
Els moviments dels satèl·lits llunyans de la nostra galàxia
Finalment, l'estudi del moviment d'objectes que no es troben al disc de la galàxia aporta informació addicional als anteriors. En particular, el moviment dels cúmuls globulars (conjunts de menys d'un milió d'estrelles lligades gravitacionalment, vegeu imatges a continuació) i galàxies nanes anomenades esferoïdals indica que l'halo de matèria fosca s'estén a una distància propera als 100.000 anys llum, mentre que el disc visible només s'estén al voltant d'uns 30.000 anys llum.
Entre aquests conjunts d'estrelles que orbiten al voltant de la nostra galàxia, algunes presenten una propietat molt interessant: els efectes de marea que pateixen els fan perdre estrelles al llarg de la seva trajectòria. Així, la galàxia nana esferoide de Sagitari deixa enrere un rastre d'estrelles que permet recórrer la seva trajectòria passada. Trobem que aquesta galàxia va passar prop del centre de la nostra galàxia fa uns quants milers de milions d'anys, en una trajectòria Rosseta. Aquesta trajectòria proporciona informació valuosa sobre l'halo de matèria fosca de la nostra galàxia. D'una banda, confirma la presència d'aquest halo, i de l'altra, permet entendre millor la seva forma, en particular el seu aplanament.
Finalment, tingueu en compte que el rastre deixat per la galàxia nana també hauria de ser força ric en matèria fosca. Tanmateix, com que el nostre Sistema Solar es troba en aquesta estela, és possible que ens trobem en un lloc molt privilegiat per detectar directament la matèria fosca, en una mena de pluja local de matèria fosca.
Clic per engrandir. La galàxia nana Sagitari (esquerra) i el flux de matèria que l'acompanya (al mig, recreació artística). També veiem un corrent per a la galàxia nana Ca Major (a la dreta, representació d'una simulació numèrica). Crèdit: NASA, ESA, Hubble Heritage
Aquest tipus d'estudi es pot estendre a altres galàxies, mitjançant l'observació dels seus cúmuls globulars i les seves galàxies nanes, però també estudiant el moviment dels núvols d'hidrogen que les envolten, com en les figures següents:
Clic per engrandir. Núvols de gas HI (en blau a l'esquerra i en vermell a la dreta) pel Compact Array. Aquests núvols s'estenen molt més enllà de les galàxies. Crèdit: B. Koribalski (ATNF), S. Gordon (UQld) i K. Jones (UQld), B. Koribalski (ATNF) i J. Dickey (UMinn).
La velocitat de les estrelles a les galàxies el·líptiques
L'anàlisi de les velocitats en les galàxies el·líptiques revela el mateix problema que a les galàxies espirals: les velocitats són massa altes. Estudis força semblants als que hem presentat a les galàxies espirals es fan per estudiar la forma dels halos de matèria fosca. Per exemple, l'estudi dels moviments dels objectes dels quals les òrbites s'estenen molt cap als halos és crucial, es tracta principalment de cúmuls globulars i nebuloses planetàries.
Clic per engrandir. Galàxia el·líptica M87. Crèdit: CFH
Veure:
Capítol anterior: 4 La matèria fosca; la Cosmologia Capítol següent: 6 La matèria fosca: Propietats de la matèria fosca (en preparació).
Clic per engrandir. La Via Làctia es va formar a través de nombroses col·lisions amb altres galàxies més petites. Un equip internacional afegeix avui una sisena d'aquestes col·lisions a la llista ja coneguda. S'hauria produït fa entre 8 i 10 mil milions d'anys. Aquí, una imatge artística il·lustrativa. Crèdit: ordus, Adobe Stock
La història de la Via Làctia està feta de col·lisions. Els astrònoms ho saben. I avui, un equip internacional explica com va aprofitar dades d'extrema precisió i el poder dels algorismes per dibuixar amb alguns detalls addicionals, l'arbre genealògic de la nostra galàxia.
En vídeo: la col·lisió de la Via Làctia amb la galàxia d'Andròmeda. La galàxia d'Andròmeda (M31) i la Via Làctia s'apropen. Descobriu en vídeo què passarà durant els propers mil milions d'anys i com serà la col·lisió d'aquestes dues grans galàxies.
La Via Làctia es va formar fa uns 12.000 milions d'anys. Des de llavors, com les altres galàxies que poblen l'Univers, va créixer en massa i en grandària, gràcies a nombroses col·lisions. Amb el temps, ha atret galàxies més petites o cúmuls d'estrelles, que ha absorbit literalment. Integrant a les seves files, aquestes estrelles estrangeres. I per entendre com es formen les galàxies, als astrònoms els hi cal saber més sobre aquestes col·lisions.
Busquen incansablement les empremtes deixades a la Via Làctia per aquests esdeveniments de fusió. En les dades retornades per la missió GAIA, per exemple. Perquè pretén mesurar amb precisió la posició, la distància i moviment d'estrelles de la Via Làctia. Així és com un equip internacional va aconseguir dibuixar una mica més clarament l'arbre genealògic de la nostra galàxia.
Tot es juga a l'halo de la Via Làctia. Una regió que s'estén molt més enllà de la part principal de la nostra galàxia. Aquí és on trobem el que els astrònoms anomenen corrents estel·lars. Es formen a partir d'estrelles de galàxies petites que xoquen relativament lentament amb la Via Làctia. Quan la col·lisió és més brutal, les estrelles, però també els cúmuls globulars en particular, les galàxies petites es troben disperses de manera aleatòria al nostre halo.
Clic per engrandir. En aquest mapa, els 257 objectes estudiats pels investigadors: cúmuls globulars simbolitzats per estrelles, corrents estel·lars simbolitzats per punts i galàxies satèl·lit simbolitzats per quadrats. En blau, els objectes més propers al nostre Sol i en vermell, els més llunyans. Crèdit: Universitat d'Estrasburg.
Cinc col·lisions... més una
Els astrònoms han estudiat aquesta vegada uns 170 cúmuls globulars, 41 corrents estel·lars i 46 galàxies satèl·lits de la Via Làctia. I analitzant les seves trajectòries i totes les dades cinemàtiques de què disposen mitjançant algorismes ultra-poderosos, demostren que el 25% d'ells es divideixen en sis grans grups. Sis grans grups, cadascun corresponent a una col·lisió passada.
Clic per engrandir. Aquí, la Via Làctia vista per Gaia. Els punts i els quadrats de color violeta corresponen a objectes introduïts a la Via Làctia pel recentment descobert esdeveniment de fusió Pontus. Crèdit: ESA/Gaia/DPAC, CC BY-SA 3.0 IGO
La majoria de les fusions galàctiques identificades ja eren conegudes pels investigadors. Però aquest treball permet especificar les galàxies pares de diferents cúmuls globulars, corrents estel·lars o galàxies satèl·lit. Així els corrents deficients en metalls C-19, Sylgr i fènix vindria de la fusió amb la galàxia LMS-1/Wukong. N'hi ha prou per considerar-la com una galàxia que s'hauria format molt poc després del Big Bang.
Aquesta col·lisió amb LMS-1/Wukong, que els astrònoms ja coneixien, igual que els de les galàxies Balena, Botifarra-Gaia o Enceladus o Arjuna/Sequoia/I'itoi, es va produir fa d'uns vuit a deu mil milions d'anys. La col·lisió amb Sagitari, també ja identificada en el passat, sembla més recent. Podria datar de "només" de 5 a 6 mil milions d'anys. Perquè segueix sent molt "actiu".
També va aparèixer una sisena col·lisió fins ara desconeguda als ulls dels investigadors. El van anomenar Pontus, que significa "mar", com un dels primers fills de Gaia, la deessa grega de la Terra. Aquest esdeveniment també s'ha d'haver produït fa entre 8 i 10 mil milions d'anys. I ja hi ha rumors que una setena fusió encara podria estar amagada a les dades.
Què és aquesta banda de llum que travessa el cel? Tot i que Demòcrit ja pensava, al segle V aC, que la Via Làctia estava "formada per estels molt petits i agrupats tan estretament que ens en semblen un", calia esperar que Galileu i el seu telescopi astronòmic confirmessin aquesta idea audaç. No va ser fins als anys 30 que es va obtenir una representació correcta de la Galàxia, demostrant que la nostra Via Làctia era una galàxia entre d'altres, i que el Sol estava lluny d'estar en el seu centre.
Clic per engrandir. Podem veure part de la Via Làctia, la nostra galàxia, al cel nocturn. Crèdit: Y. Beletsky (LCO)/ESO, CC by 4.0
L'estructura espiral de les galàxies fa temps que planteja problemes als astrònoms, els braços s'han d'enrotllar molt ràpidament i el disc galàctic es torna homogeni. La Via Làctia, la nostra galàxia, part de la qual veiem al cel nocturn, també és espiral.
La missió GAIA de la ESA ha mesurat les posicions i velocitats de mil milions d'estrelles a la Via Làctia. Això permetrà reconstruir la història de la nostra galàxia, entendre millor la seva estructura, però també anar a la recerca de matèria fosca i exoplanetes. Crèdit: ESA, Euronews
Al cor de la Via Làctia, com a totes les galàxies, s'amaga un forat negre supermassiu, la massa del qual és proporcional a la de la protuberància galàctica, la seva part central. Les galàxies es troben amb freqüència i poden interactuar a través del que s'anomenen "forces de marea". Es frenen per la fricció dinàmica, que pot portar-los a apropar-se els uns als altres mentre s'arremolinen cap al seu centre comú, o fins i tot a fusionar-se.
Clic per engrandir. Feix làser emès des d'un observatori cap al centre de la Via Làctia per estudiar-ne els detalls. El làser provoca la formació d'una "estrella artificial" a la mesosfera, a una altitud de 90 km. Aquesta font de llum s'utilitza com a referència per compensar la turbulència atmosfèrica. El làser està sintonitzat a la freqüència d'excitació del sodi. El seu color groc també recorda el de les làmpades de sodi utilitzades en la il·luminació urbana. Aquesta capa de sodi de la mesosfera seria un rastre deixat pels meteorits que la travessen. Aquest mètode permet analitzar els petits detalls del cel, com l'activitat del forat negre situat al centre galàctic. Foto presa amb gran angular (180°) a mitjans d'agost de 2008, prop del Very Large Telescope, al Cerro Paranal, Xile. Crèdit: ESO, Yuri Beletsky, CC by 3.0
En aquest fitxer, podreu descobrir fenòmens fascinants al voltant de la Via Làctia, com el que caracteritza una galàxia espiral, detalls sobre forats negres o fins i tot matèria fosca. També parlarem de les interaccions entre galàxies, que poden arribar a fusionar diverses entitats. Bona lectura.
Clic per engrandir. Sírius, l'estrella més brillant del nostre cel, és una estrella binaria. Crèdit: astrosystem, Adobe Stock
Un mapa d'estrelles dobles a la Via Làctia Investigadors de la Universitat de Califòrnia a Berkeley (EUA) ens porten de viatge per la Via Làctia. Un viatge d'uns 6.000 anys llum que revela més d'un milió d'estrelles dobles. Aquestes binàries han estat identificades gràcies a les dades de la missió espacial GAIA (ESA). Crèdit: Universitat de Califòrnia Sírius, l'estrella més brillant del nostre cel, és un dels exemples més coneguts d'estrelles binaries, aquestes estrelles també anomenades dobles físics, perquè estan formades per dues estrelles que orbiten al voltant del mateix punt. I avui, els investigadors ens revelen que hi hauria més d'un milió d'aquestes estrelles binàries al voltant de la nostra Terra.
La missió de satèl·lit de l'Agència Espacial Europea (ESA) Hipparcos, va acabar l'any 1997. Era per mesurar la posició i el moviment de les estrelles. I havia identificat unes 200 estrelles binàries a la nostra Via Làctia. Les noves dades de la missió espacial GAIA (ESA) ofereixen ara un catàleg ampliat d'uns 1,3 milions d'estrelles dobles físiques, separades per almenys 10 unitats astronòmiques (UA), o 10 vegades la distància entre la Terra i el Sol, en un radi de uns 3.000 anys llum al voltant de la nostra Terra.
Recordem que les estrelles binàries es van identificar per primera vegada des de la Terra, entre les estrelles que apareixien a prop del cel. Però la tècnica era arriscada, perquè les estrelles que ens semblen properes en realitat poden estar separades a centenars o milers d'anys llum. I eliminar aquestes alineacions aleatòries va consumir molt de temps.
La missió espacial GAIA registra com les estrelles semblen canviar de posició al cel i així calcula la seva distància i velocitat. I els investigadors de la Universitat de Califòrnia a Berkeley (Estats Units) han desenvolupat tècniques de càlcul que permeten identificar primer les estrelles que es mouen juntes a l'espai i després, entre elles, les que es troben a la mateixa distància de la Terra. És així com s'aconsegueixen les estrelles binàries.
Clic per engrandir. Els astrònoms estimen que aproximadament la meitat de les estrelles semblants al Sol són estrelles dobles físiques. Però que estan massa a prop l'una de l'altra perquè les puguem distingir. El treball d'investigadors de la Universitat de Califòrnia a Berkeley (EUA) mostra que el 25% de les estrelles similars al Sol tenen una companya que orbita més de 30 unitats astronòmiques (UA) -aquesta és aproximadament la distància Sol-Plutó. I que un màxim està situat a una distància entre 30 i 50 UA. Aquí a l'esquerra, la regió de 3.000 anys llum al voltant de la Terra en què els investigadors de la Universitat de Califòrnia a Berkeley (EUA) han trobat més d'un milió d'estrelles binàries. Crèdit: Kareem El-Badry, UC Berkeley i Jackie Faherity, AMNH
Estels binaris en detall
Aquest treball fins i tot permet especificar una mica més el tipus d'aquestes estrelles binaries. Així, 1.400 d'aquests sistemes estan formats per dues nanes blanques, l'etapa final de l'evolució de la majoria de les estrelles. I 16.000 d'aquests sistemes giren al voltant d'una nana blanca i una altra estrella. Finalment, la majoria dels 2,6 milions d'estrelles atrapades en sistemes binaris són estrelles de seqüència principal, en el seu millor moment.
Els investigadors poden estar especialment interessats en sistemes composts per una nana blanca i una altra estrella. A diferència de les estrelles de seqüència principal, que poden romandre sense canvis durant milers de milions d'anys, l'edat de les nanes blanques és relativament senzilla de determinar. Perquè aquestes estrelles es refreden a un ritme conegut. Així, establir l'edat d'una nana blanca en un sistema doble permet fixar també l'edat de la seva acompanyant. I possiblement dels planetes que podrien orbitar al seu voltant.
Recentment, a més, els investigadors van determinar d'aquesta manera l'edat d'un exoplaneta anomenat TOI-1259Ab. "En aquest nou catàleg, hi ha almenys 15 sistemes compostos per una nana blanca, una estrella i un planeta", especifica Kareem El-Badry, astrofísic de la Universitat de Berkeley, en un comunicat de premsa.
Un altre resultat sorprenent: la majoria de les estrelles dobles físiques s'assemblen. Per tant, sembla que els estels els agrada associar-se amb els de massa similar. I això, tot i que generalment orbiten a centenars d'unitats astronòmiques les unes de les altres, la majoria encara romanen en un radi de menys de mil unitats astronòmiques les unes de les altres. Així, els investigadors assumeixen que aquestes estrelles atrapades en un sistema binari es van formar més a prop les unes de les altres abans d'allunyar-se, potser sota la influència d'altres estrelles.
