La Solar Orbiter obté les primeres imatges dels pols del Sol.

Gràcies a la nova òrbita inclinada al voltant del Sol, la nau espacial Solar Orbiter, dirigida per l'Agència Espacial Europea, és la primera a obtenir imatges dels pols solars des de fora del pla eclíptic. L'angle de visió únic de Solar Orbiter canviarà la nostra comprensió del camp magnètic solar, el cicle solar i el funcionament del clima espacial.

La Solar Orbiter s'apropa al pol sud del Sol. Crèdit: ESA,

Qualsevol imatge que hagis vist del Sol va ser presa des del voltant de l'equador solar. Això és degut a que la Terra, els altres planetes i totes les altres naus espacials operatives orbiten al voltant del Sol dins d'un disc pla anomenat pla eclíptic. En inclinar la seva òrbita fora d'aquest pla, Solar Orbiter revela el Sol des d'un angle completament nou.

El vídeo anterior compara la vista del Solar Orbiter (en groc) amb la de la Terra (en gris), el 23 de març de 2025. En aquell moment, el Solar Orbiter observava el Sol des d'un angle de 17° per sota de l'equador solar, prou per veure directament el pol sud del Sol. vistes encara estan per arribar.

"Avui revelem les primeres imatges de la història de la humanitat del pol del Sol", afirma la professora Carole Mundell, directora científica de l'ESA. «El Sol és la nostra estrella més propera, font de vida i potencial pertorbador dels sistemes moderns d'energia espacial i terrestre, i és imperatiu que comprenguem com funciona i aprenguem a predir el seu comportament. Aquestes imatges noves i úniques de la nostra missió Solar Orbiter són el començament d'una nova era de la ciència solar».

Totes les mirades posades al pol sud del Sol

Clic a la imatge per engrandir. Las primeres imatges del pol sud del Sol captades por la Solar Orbiter. Si voleu veure el detall de les imatges, feu un clic aquí per ampliar-la i veure les versions en vídeo de les dades (en anglès).

Cadascun dels instruments observa el Sol d'una manera diferent. El PHI captura imatges del Sol en llum visible (a dalt a l'esquerra) i mapeja el camp magnètic de la superfície solar (a dalt al centre). L'EUI captura imatges del Sol en llum ultraviolada (a dalt a la dreta), revelant el gas carregat a un milió de graus a l'atmosfera exterior del Sol, la corona. L'instrument SPICE (fila inferior) captura la llum procedent de diferents temperatures del gas carregat per sobre de la superfície solar, i revela així les diferents capes de l'atmosfera solar.

El collage anterior mostra el pol sud del Sol tal com es va registrar entre el 16 i el 17 de març del 2025, quan la sonda Solar Orbiter observava el Sol des d'un angle de 15° per sota de l'equador solar. Es tractava de la primera campanya d'observació des d'un angle elevat de la missió, uns dies abans d'assolir el seu angle de visió màxim de 17°.

Les imatges que es mostren a dalt van ser preses per tres dels instruments científics de la Solar Orbiter: Visor polarimètric i heliosísmic (PHI), Visor de l'Ultraviolat Extrem (EUI) i el Visor espectral del medi coronal (SPICE).

"No sabíem exactament què esperar d'aquestes primeres observacions, ja que els pols del Sol són, literalment, terra ignota", afirma el professor Sami Solanki, que dirigeix l'equip de l'instrument PHI de l'Institut Max Planck per a la Investigació del Sistema Solar (MPS) a Alemanya.

En comparar i analitzar les observacions complementàries realitzades per aquests tres instruments d'imatge, podem aprendre com es mou el material a les capes externes del Sol. Això pot revelar patrons inesperats, com vòrtex polars (gas en remolí) similars als que s'observen al voltant dels pols de Venus i Saturn.

Aquestes observacions noves i revolucionàries també són clau per comprendre el camp magnètic del Sol i per què s'inverteix aproximadament cada 11 anys, coincidint amb un pic d'activitat solar. Els models i les prediccions actuals del cicle solar d'11 anys no aconsegueixen predir amb exactitud quan i amb quina intensitat el Sol assolirà el seu estat més actiu.

Magnetisme caòtic al màxim solar

Una de les primeres troballes científiques de les observacions polars del Solar Orbiter és el descobriment que, al pol sud, el camp magnètic del Sol es troba actualment en un estat caòtic. Mentre que un imant normal té un pol nord i un pol sud ben definits, els mesuraments del camp magnètic realitzats per l'instrument PHI mostren queal pol sud del Sol hi són presents camps magnètics de polaritat tant nord com sud.

Clic a la imatge per engrandir. PHI detecta magnetisme caòtic al pol sud del Sol. Crèdit: ESA

Això passa només durant un breu període de temps a cada cicle solar, al màxim solar, quan el camp magnètic del Sol s'inverteix i assoleix la seva màxima activitat. Després de la inversió del camp, una única polaritat hauria d'acumular-se lentament i prendre el control als pols del Sol. Dins de 5 o 6 anys, el Sol assolirà el proper mínim solar, durant el qual el camp magnètic estarà més ordenat i el Sol mostrarà els nivells més baixos d'activitat.

"Encara no es comprèn del tot com es produeix exactament aquesta acumulació, i per això Solar Orbiter ha arribat a latituds altes en el moment just per seguir tot el procés des de la seva perspectiva única i avantatjosa", assenyala Sami.

Vista de pol a pol del camp magnètic solar obtinguda pel PHI. Crèdit: ESA

La visió de PHI del camp magnètic complet del Sol posa aquests mesuraments en context. Com més fosc és el color (vermell/blau), més fort és el camp magnètic al llarg de la línia de visió des del Solar Orbiter fins al Sol.

Els camps magnètics més forts es troben en dues bandes a banda i banda de l'equador solar. Les regions de color vermell fosc i blau fosc ressalten les regions actives, on el camp magnètic es concentra a les taques solars de la superfície del Sol (fotosfera). Mentrestant, tant el pol sud com el pol nord del Sol estan esquitxats de taques vermelles i blaves. Això demostra que, a petita escala, el camp magnètic del Sol té una estructura complexa i en canvi constant.

SPICE mesura el moviment per primer cop

Una altra “primícia” interessant per a Solar Orbiter prové de l'instrument SPICE. Com que és un espectrògraf d'imatges, SPICE mesura la llum (línies espectrals) emesa per elements químics específics —entre els quals hi ha l'hidrogen, el carboni, l'oxigen, el neó i el magnesi— a temperatures conegudes. Durant els darrers cinc anys, SPICE ha utilitzat això per revelar el que passa en diferents capes per sobre de la superfície del Sol.

Ara, per primera vegada, l'equip de SPICE també ha aconseguit utilitzar el seguiment precís de les línies espectrals per mesurar la velocitat a què es mouen els cúmuls de material solar. Això es coneix com a «mesura Doppler», anomenada així pel mateix efecte que fa que les sirenes de les ambulàncies canviïn de to en passar.

El mapa de velocitats resultant revela com es mou el material solar dins una capa específica del Sol. A continuació, es pot comparar directament la ubicació i el moviment de les partícules (ions de carboni) en una capa fina anomenada «regió de transició», on la temperatura del Sol augmenta ràpidament de 10,000 °C a centenars de milers de graus.

Clic a la imatge per engrandir. SPICE observa el pol sud del Sol. Crèdit: ESA.

La imatge de dalt mostra un mapa d'intensitat que revela la ubicació dels grups d'ions de carboni. La imatge de sota mostra un mapa de velocitat, en què el blau i el vermell indiquen la velocitat a què els ions de carboni s'acosten i s'allunyen de la nau espacial Solar Orbiter, respectivament. Les taques més fosques de blau i vermell estan relacionades amb el material que flueix més ràpid a causa de petites columnes o raigs.

Fonamentalment, els mesuraments Doppler poden revelar com les partícules són expulsades del Sol en forma de vent solar. Descobrir com el Sol produeix el vent solar és un dels principals objectius científics del Solar Orbiter.

"Els mesuraments Doppler del vent solar que surt del Sol realitzats per missions espacials actuals i passades s'han vist obstaculitzats per la visió rasant dels pols solars. Els mesuraments des de latituds altes, ara possibles amb Solar Orbiter, suposaran una revolució en la física solar" afirma el líder de l'equip SPICE, Frédéric Auchère, de la Universitat de París-Saclay (França). 

El millor encara ha de venir.

Aquestes són només les primeres observacions realitzades per Solar Orbiter des de la nova òrbita inclinada, i gran part d'aquest primer conjunt de dades encara està pendent d'una anàlisi més detallada. S'espera que el conjunt complet de dades del primer vol complet de pol a pol de la Solar Orbiter al voltant del Sol arribi a la Terra l'octubre del 2025. Els deu instruments científics de Solar Orbiter recopilaran dades sense precedents en els propers anys.

"Aquest és només el primer pas de l'«escala al cel» del Solar Orbiter: els anys vinents, la nau espacial s'allunyarà encara més del pla eclíptic per obtenir millors vistes de les regions polars del Sol. Aquestes dades transformaran la nostra comprensió del camp magnètic solar, el vent solar i l'activitat solar", assenyala Daniel Müller, científic del projecte Solar Orbiter de l'ESA.

Clic a la imatge per engrandir.  Veure traducció a sota. Crèdit: ESA

Text imatge:
Per què la Solar Orbiter es dirigeix ​​cap als pols del Sol?: Els planetes i gairebé totes les naus espacials fins avui orbiten al voltant de l'equador solar. Des de febrer de 2025, l'òrbita de la nau espacial Solar Orbiter, dirigida per l'ESA, s'inclina fora d'aquest pla, cosa que ens permet obtenir les primeres imatges nítides de les regions polars del Sol. Durant els propers anys, observarà el Sol des de angles cada vegada més elevats; Primeres imatges polars: les primeres imatges dels pols del Sol podrien revelar vòrtex polars (gas en remolí) o altres patrons inesperats, així com l'impacte del camp magnètic del Sol que s'obre a l'espai en aquestes regions; La dinamo solar: el seguiment del moviment a la superfície i sota d'ella a prop dels pols millorarà els models sobre com es genera i canvia amb el temps el camp magnètic del Sol, la qual cosa és crucial per predir el cicle solar; El clima espacial: el seguiment del moviment i la composició del vent solar i les tempestes solars lluny de l'equador solar millorarà les previsions meteorològiques espacials; Camp magnètic global: Els mesuraments des d'angles més elevats revelen més detalls sobre el límit entre les meitats nord i sud del camp magnètic solar, que canvia al llarg del cicle solar.

Solar Orbiter és el laboratori científic més complex ja creat per estudiar la nostra estrella dadora de vida, ja que prenem imatges del Sol des d'una distància més propera a qualsevol altra nau espacial anterior i és la primera en observar les seves regions polars.

El febrer de 2025, Solar Orbiter va començar oficialment la part de «alta latitud» del seu viatge al voltant del Sol, inclinant la seva òrbita en un angle de 17° respecte a l'equador solar. Pel contrari, els planetes i totes les altres naus espacials que observen el Sol orbiten en el pla eclíptic, amb una inclinació màxima de 7° respecte a l'equador solar.

L'única excepció a això és la missió Ulysses de la ESA/NASA (1990-2009), que va sobrevolar els polos del Sol però no portava cap instrument d'imatge. Les observacions del Solar Orbiter complementaran les d'Ulysses a l'observar els pols per primera vegada amb telescopis, a més d'un conjunt complet de sensors in situ, mentre mira molt més a prop del Sol. A més, el Solar Orbiter supervisarà els canvis als pols al llarg del cicle solar.

El Solar Orbiter seguirà orbitant al voltant del Sol amb aquest angle d'inclinació fins al 24 de desembre del 2026, quan el seu proper vol prop de Venus inclinarà la seva òrbita a 24°. A partir del 10 de juny del 2029, la nau espacial orbitarà al voltant del Sol amb un angle de 33°. Resum del viatge del Solar Orbiter al voltant del Sol fent un clic aquí.

Solar Orbiter és una missió espacial de col·laboració internacional entre l'ESA i la NASA, operada per l'ESA. L'instrument Polarimetric and Helioseismic Imager (PHI) de Solar Orbiter està dirigit per l'Institut Max Planck per a la Recerca del Sistema Solar (MPS), Alemanya. L´instrument Extreme Ultraviolet Imager (EUI) està dirigit pel Reial Observatori de Bèlgica (ROB). L´instrument Spectral Imaging of the Coronal Environment (SPICE) és un instrument de serveis dirigides per Europa, liderat per l´Institut d´Astrofísica Espacial (IAS) de París, França.

El Solar Orbiter obté las primeres imatges del pol sud del Sol. Crèdit: ESA.

Ho he vist aquí.

Primera imatge d'un doll produït pel forat negre gegant al centre de la galàxia M87

Clic a l'imatge per engrandir. Els científics que observen el nucli de ràdio compacte de M87 han descobert nous detalls sobre el forat negre supermassiu de la galàxia. En aquesta recreació artística, el doll massiu del forat negre es veu pujant des del centre del forat negre. Les observacions en què es basa aquesta il·lustració representen la primera vegada que el raig i l'ombra del forat negre s'han fotografiat junts, donant als científics una millor comprensió de com els forats negres poden impulsar aquests potents dolls. Crèdit: S. Dagnello (NRAO, AUI, NSF).

 

Primera imatge d'un forat negre supermassiu: submergiu-vos al cor de la galàxia M87  Descobriu on s'amaga el forat negre supermassiu del qual els astrònoms han donat a conèixer la primera imatge de la història. Aquest vídeo ens transporta al centre de la gran galàxia que la protegeix, a 55 milions d'anys llum de la Terra.

M87* és el forat negre supermassiu al cor de la galàxia gegant M87 que va proporcionar la primera imatge de l'ombra de l'horitzó d'esdeveniments d'aquestes estrelles compactes. Avui, un grup de radiotelescopis inclosos els d'ALMA d'ESO, revela en una sola imatge el mateix forat negre, però també el naixement del seu raig de matèria a partir d'un anell de matèria al voltant de M87*. Això és suficient per entendre millor els altres dolls de forats negres. 

Ja a l'abril de 2019, la galàxia Messier 87 (M87), una enorme galàxia el·líptica situada a uns 55 milions d'anys llum de la Terra, va arribar als titulars en el camp de la radioastronomia. De fet, els astrònoms el van estudiar durant segles al visible i a la constel·lació de la Verge, després del seu descobriment per Charles Messier al 1781. Més tard es va adonar que a més de contenir 10 vegades més estrelles que la Via Làctia, també contenia al seu cor un forat negre supermassiu que era un excel·lent objectiu per poder observar l'ombra de l'horitzó d'esdeveniments d'un forat negre.

Per a això, calia mobilitzar les observacions de diversos radiotelescopis a la superfície de la Terra i implementar amb ells la tècnica de síntesi d'obertura. Permet disposar virtualment d'un radiotelescopi de la mida de la Terra combinant les observacions d'aquests instruments i, per tant, poder produir imatges amb una resolució rècord.

Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo. Roger Blandford ens parla dels forats negres supermassius i els seus dolls en aquest vídeo. Crèdit: Quanta Magazine.

Observacions addicionals de l'EHT

Això és el que havien aconseguit fer els membres de la col·laboració Event Horizon Telescope (EHT-Telescopi de l'Horitzó de Successos), revelant així al 2019, la primera imatge d'un forat negre . Avui, tal com s'explica en una nota de premsa de l'Observatori Europeu del Sud (ESO) que acompanya una publicació a Nature, hem observat per primera vegada en la mateixa imatge, l'ombra del forat negre al centre de M87 i el potent jet de partícules de matèria gairebé a la velocitat de la llum quan és expulsat.

La nota de premsa també especifica que és fruit d'un procés a llarg termini de processament dels senyals recollits perquè va començar amb observacions fetes l'any 2018 amb els telescopis del Global Millimeter VLBI Array (GMVA - Conjunt Global VLBI milimétric), de l'Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) i el Greenland Telescope (GLT).

 

Aquest jet es coneix des de fa molt de temps quan l'astrònom nord-americà Heber Doust Curtis l'havia observat ja l'any 1918. Però només més tard podríem entendre que aquest raig de matèria particularment fi i col·limat, que s'estén per almenys 5.000 anys llums de distància, és el resultat de complexos processos físics relacionats amb la magnetohidrodinàmica dels plasmes en l'espai-temps corbat, en aquest cas el forat negre de Kerr en rotació que conté aproximadament 6.500 milions de masses solars.

Clic a l'imatge per engrandir. Aquesta imatge mostra per primera vegada el raig i l'ombra del forat negre al centre de la galàxia M87. Les observacions es van obtenir amb els telescopis del Global Millimeter VLBI Array (GMVA), l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), del qual l'ESO és soci, i el Greenland Telescope. La imatge proporciona als científics el context necessari per entendre com es forma el potent jet. Les noves observacions també van revelar que l'anell del forat negre, que es mostra aquí a la inserció, és un 50% més gran que l'anell observat a longituds d'ona de ràdio més curtes pel telescopi Event Horizon (EHT). Això fa pensar que a la nova imatge veiem més material que cau cap al forat negre del que podríem veure amb l'EHT. Crèdit: R.-S. Lu (SHAO), E. Ros (MPIfR), S. Dagnello (NRAO/AUI/NSF).

Un laboratori per entendre l'astrofísica dels forats negres galàctics

El repte de les noves anàlisis de les observacions és més ampli que el cas de M87 perquè es coneixen diversos dolls similars i sabem que han d'estar relacionats amb les interaccions entre els forats negres supermassius i les galàxies que els acullen.

"Sabem que els dolls són expulsats de la regió al voltant dels forats negres, però encara no entenem del tot com passa això. Per estudiar-ho directament, hem d'observar l'origen del raig el més a prop possible del forat negre", va dir Ru-Sen Lu de l'Observatori Astronòmic de Shanghai a la Xina en el comunicat de l'ESO.

Les observacions anteriors havien donat com a resultat imatges separades de la regió propera al forat negre i al doll, però "aquesta nova imatge completa la imatge mostrant la regió al voltant del forat negre i el raig al mateix temps", afegeix el seu col·lega Jae-Young Kim de la Universitat Nacional de Kyungpook a Corea del Sud i de l'Institut Max Planck de Radioastronomia a Alemanya.

Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del video. Amb l'ajuda d'ALMA, els astrònoms han obtingut una nova imatge del forat negre supermassiu situat al centre de la galàxia M87. Crèdit: Observatori Europeu del Sud (ESO).

Encara en la mateixa nota de premsa, ens assabentem que el guany de resolució encara obtingut en el cas del M87 prové del fet que els investigadors amb els radiotelescopis utilitzats han aprofitat les ones de ràdio amb una longitud d'ona més gran que la del EHT: 3,5 mm en lloc d'1,3 mm. Tal com explica Thomas Krichbaum, de l'Institut Max-Planck de Ràdioastronomia. "En aquesta longitud d'ona, podem veure com el raig emergeix de l'anell d'emissió al voltant del forat negre supermassiu central". La mida de l'anell observat és aproximadament un 50% més gran que la de la imatge del telescopi Event Horizon.

"Per entendre l'origen físic d'aquest anell més gran i gruixut, vam haver d'utilitzar simulacions per ordinador per provar diferents escenaris", afegeix Keiichi Asada de l'Acadèmia Sinica de Taiwan.

En última instància, la imatge mostraria més completament part del material que cau cap a l'horitzó d'esdeveniments del forat negre supermassiu.

Ho he vist aquí.

Una fotografia icònica en femení, ara sí!

Clic per engrandir.Conferencia Solvay (1927) sobre mecànica quàntica. Fotografia de Benjamin Couprie

Aquesta fotografia feta en la 5ª trobada Solvay de Mecànica Quàntica a Brusel·les l'any 1927, és probablement la fotografia científica més famosa de tots els temps.  

I és que 17 dels 29 assistents van ser guanyadors del Premi Nobel o el van guanyar en el futur. Marie Curie (asseguda dos seients a l'esquerra d'Einstein, que és al centre de la primera fila) va ser l'única dona que va assistir a la conferència. Va ser la primera dona a guanyar un premi Nobel, la primera persona a guanyar-lo dues vegades i l'única persona a guanyar en dues ciències diferents: la Física i la Química.

Aquí hi ha els noms de la resta dels assistents. Si mai has estudiat física, aquests noms et resultaran familiars, ja que moltes de les constants físiques porten el nom de les persones que apareixen en aquesta foto. 

D'esquerra a dreta:

Primera fila: Irving Langmuir, Max Planck, Marie Curie, Hendrik Lorentz, Albert Einstein, Paul Langevin, Charles-Eugène Guye, C.T.R Wilson, Owen Richardson.

Fila central: Peter Debye, Martin Knudsen, William Lawrence Bragg, Hendrik Anthony Kramers, Paul Dirac, Arthur Compton, Louis de Broglie, Max Born, Niels Bohr.

Fila posterior: Auguste Piccard, Emile Henriot, Paul Ehrenfest, Edouard Herzen, Théophile de Donder, Erwin Schrödinger, JE Verschaffelt, Wolfgang Pauli, Werner Heisenberg, Ralph Fowler, Léon Brillouin.

El que ens interessa en aquest article és que noranta anys més tard, entre l'11 i el 15 de setembre de 2017, es va celebrar a Trento (Itàlia) el 103è Congrés de la Societat italiana de física, trobada en què se celebrava el 120è aniversari d'aquesta societat científica, a on es van organitzar dues taules rodones, dedicades al tema de les vocacions científiques i les dones.

Després d'aquestes dues taules rodones, l'Oficina de Comunicació de la Universitat de Trento va proposar immortalitzar vint-i-vuit dones conferenciants del Congrés –de diferents edats i disciplines– juntament amb un col·lega masculí, Guido Tonelli, un dels descobridors del bosó de Higgs al CERN, en una versió reivindicativa de la famosa foto de la conferència Solvay del 1927. Noranta anys més tard, la fotografia 'invertia' els papers d'homes i dones.

Clic per engrandir. Crèdit: Università di Trento

D'esquera a dreta, elles i ell són:

Primera fila: Cinzia Giannini, Anna Di Ciaccio, Guido Tonelli, Monica Colpi, Antigon Marí, Chiara La Tessa, Patrizia Cenci, Luisa Cifarelli i Beatrice Fraboni.

Fila central: Simonetta Croci, Daniela Calvo, Lidia Strigari, Silvia Picozzi, Alessandra Gugliemetti, Alessandra Rotundi, Angela Bracco, Olivia Levrini i Speranza Falciano.

Fila superior: Elisa Molinari, Marina Cobal, Roberta Ramponi, Francesca Vidotto, Silvana Di Sabatino, Silvia Tavazzi, Nadia Robotti, Clementina Agodi, Edwige Pezzulli, Sara Pirrone i Marta Greselin.

En aquest enllaç es pot llegir una breu semblança (en italià) de les vint-i-nou persones retratades en aquesta fotografia: a més de Guido Tonelli, vint-i-vuit física italianes investigant en projectes diversos.

Luisa Cifarelli, presidenta de la Societat Italiana de Física (SIF), apareix a la fotografia del 2017 (no hi podia faltar), i comentava: "La fotografia, feta gairebé per diversió, va tenir però una repercussió inesperada a tots els mitjans i fins i tot a les cadenes de televisió nacionals. Estic molt feliç per aquesta difusió, ja que constata la importància de les dones a la física ia la investigació científica. Pel que fa a mi, estic molt orgullosa d'estar en aquesta fotografia!"

 

Ho he vist aquí.

Dossier Cosmologia 6: L’Univers, un sistema quàntic?

No, la Terra no és el centre de l’Univers. El Sol tampoc. El nostre planeta, la nostra galàxia són uns anònims perduts en la immensitat del cosmos. Descobriu aquí algunes nocions de cosmologia que us permetran comprendre millor quin és el nostre lloc a l’Univers.

Quina pot ser la causa de la inesperada acceleració de l’expansió de l’Univers ? Com que la matèria, fins i tot fosca, té una acció atractiva que condueix a una desacceleració permanent, cal invocar un contingut “Energia-Matèria” a on l’acció seria repulsiva? Això no entra en contradicció amb les lleis de la física?. Vegem aquí com la física quàntica ha canviat la nostra concepció de l’Univers.

Hem esmentat abans en aquest dossier l’enllaç entre “geometria” i “contingut d’energia-matèria” descrit per la relativitat general. Resulta que aquesta relació pot conduir a situacions físiques a priori inesperades.

Clic per engrandir. El nostre univers és un sistema quàntic? Imatge artística d'una
estrella bebè. © L. Calçada, ESO, CC per 4,0

De l’atracció a la repulsió: termodinàmica de fluids

Per avaluar la quantitat "Energia-Matèria" que s'ha d'introduir al terme "contingut" (el terme "contingut" és en realitat una expressió matemàtica complicada: un tensor. Que conté les característiques físiques del medi considerat), és habitual, en la seva aplicació a la cosmologia, utilitzar la noció de fluid per representar els components que juguen un paper físic en un moment donat de la història còsmica. Els gasos i els líquids són exemples coneguts de fluids i la termodinàmica ens ensenya que és suficient conèixer la pressió P i la densitat ρ d’aquests fluids per conèixer el seu estat físic.

Aquestes dues quantitats estan vinculades per una relació anomenada equació d'estat (és per exemple la coneguda llei coneguda com a llei dels gasos ideals que, per a un mol, s'escriu: PV = RT o P ^~ ρ T) definint així completament l’estat del medi (la forma més general d’aquesta relació és: P = ωρc²). En aquesta relació, la pressió P i la densitat ρ evolucionen de manera similar si el factor de proporcionalitat ω entre aquestes dues quantitats és positiu.

Aquest és el cas de la majoria de situacions de la física clàssica i de la vida quotidiana. Així, en inflar un globus, augmentar la pressió mitjançant una bomba augmenta la densitat de l’aire i viceversa.

Però el "sentit comú" pot resultar enganyós, perquè les lleis fonamentals de la física permeten tenir la situació, a priori paradoxal, en què el paràmetre ω és negatiu.

Per tant, no hi ha res per evitar que determinats ambients físics exerceixin “pressió negativa”. La conseqüència és que un fluid amb un comportament així serà l’origen d’una “gravitació” ja no atractiva, sinó repulsiva!

Max Planck (esquerra) conversant amb Albert Einstein (dreta) © DR

 Quan Planck es troba amb Einstein: mecànica quàntica i relativitat

Tornem un moment al que s’ha anomenat “fuga de galàxia”. Es pot veure, d’una manera una mica ingènua, en aquesta recessió i en el concepte d’un univers en expansió que se’n deriva, un film que té lloc. La idea de “rebobinar” aquesta pel·lícula segons el pensament es produeix de manera natural, cosa que ens permet retrocedir en el temps. "Veurem", durant aquesta seqüència, que totes les distàncies i tots els volums disminueixen inexorablement.

Una conseqüència immediata d’aquest efecte de “condensació” és predir densitats i temperatures elevades i més elevades, fins i tot infinites, quan el temps es redueix. En realitat aquesta és la idea bàsica del model anomenat estàndard Big Bang. La idea d’un univers original extremadament calent i dens, aparentment resultat d’una “explosió primordial” o d’una “singularitat inicial” en el moment en què les dimensions es redueixen a zero!

Però, realment tenim dret a realitzar aquesta operació? Si seguim a Max Planck, el pare de la física quàntica, i a Albert Einstein, el pare de la relativitat, no ho és. El nostre compte enrere hauria d'haver-se aturat en un moment anomenat "temps de Planck".

El temps de Planck: la gravitació quàntica i l'era de Planck

La física quàntica governa el món atòmic i subatòmic. Estipula que l’energia d’un sistema i els intercanvis d’energia es “quantifiquen”.

La quantitat mínima es calibra mitjançant la constant de Planck:

h = 1.054 × 10^-34 Js
que té la dimensió E. t. 

La gravitació s'expressa en el cas clàssic per les lleis de Newton on apareix la constant de Newton:

G = 6.673 × 10^-11m³/kg/s²
que té com a dimensió t²L³ M^-1

La seva generalització es fa en el marc de la relativitat general on intervé la velocitat de la llum c definida també com a constant universal:

c = 299.792.458 m / s
que té com a dimensió L t^-1

És possible, amb aquestes tres constants fonamentals, construir diverses quantitats com la massa , la longitud o el temps de Planck.

Si notem que la constant de Planck (h) té les dimensions d’una energia que es multiplica un temps, podem reescriure aquesta constant, definint la massa de M_Planck, l’energia de Planck M_Planck c² i la longitud de Planck L_Planck (d'on prové el temps de Planck; t_Planck^~ L_Planck/ c):

h^~ M_Planck c² L_Planck/c 

Per a un sistema gravitatori totalment relativista, esperem que la velocitat d’alliberament (v^2~GM/R) associada a aquest sistema sigui igual a la velocitat màxima possible, la de la llum c, es a dir c^2~G M_Planck/L_Planck d'on derivem fàcilment de les dues relacions anteriors:

L_Planck=(hG/c³) × 1/2^~ 10^-35m

A continuació, deduïm el temps de Planck t_Planck i la massa de Planck M_Planck:

t_Planck= (hG/c5)×1/2^~10^-43 s
M_Planck= (hc/G)×1/2^~10^-8 kg

Aquest temps de Planck (t_Planck^~10^-43segons!) És el límit actual de la nostra comprensió de l’Univers. En aquest moment de la cronologia còsmica, l’Univers ha de ser considerat com un sistema quàntic, governat tant per la mecànica quàntica com per la relativitat general. Però aquesta teoria de la "gravitació quàntica" casant les disciplines que regeixen el món subatòmic i el món macroscòpic encara està en construcció.

Si, quan el rellotge còsmic s’acosta al temps de Planck, la física coneguda mostra els seus límits, però encara no sap com tractar amb el sistema quàntic de l’univers. Tanmateix, es pot partir dels principis principals d’aquestes dues disciplines, esbossar els esquemes generals del seu estat al voltant de l’era Planck.

El buit quàntic, un nivell d’energia fonamental

Per a la física quàntica, l’energia d’un sistema no pot prendre cap valor. Aquesta energia només pot tenir valors discontinus anomenats "nivells d'energia" i l'energia del sistema també varia en funció de quantitats discontinues (anomenades quanta).

El nivell més baix possible s'anomena "nivell fonamental" i es desprèn dels principis de la física quàntica que mai no té un valor zero. Mentre que en la física clàssica, una bola col·locada en repòs en una caixa i sotmesa a cap força romandrà allà en repòs, el seu equivalent quàntic es veurà afectat per un moviment perpetu corresponent a l’energia no nul·la del seu nivell fonamental.

Tot i que paradoxal pel sentit comú, aquest comportament està perfectament establert a nivell teòric i confirmat per l’experiència.

Això té repercussions essencials en la cosmologia:

• El primer és que, com passa amb la bola quàntica, l’Univers es veu afectat per un nivell d’energia fonamental (que els físics anomenen buit) i que té un valor diferent de zero.
  
• El segon és que aquest buit quàntic es comporta diferent als ambients físics habituals. Té la propietat esmentada anteriorment de ser una possible font de gravitació repulsiva (la seva equació d'estat s'escriu P = ω ρc² amb ω negativa).

Per tant, veiem que és possible una font de gravitació repulsiva. Per raons encara poc enteses, aquesta energia fosca, generada a l’univers més primordial, reapareixerà 14.000 milions d’anys després per governar una vegada més la dinàmica de l’Univers i accelerar-ne la seva expansió.




- Capítol anterior: L’expansió de l’Univers s’està accelerant
- Capítol següent: Què és la matèria fosca?

Autor de l'original: Alain Mazure, astrofísic

Ho he vist aquí

Quina mida te una estrella de neutrons?

Clic per engrandir. Crèdit imatge: sakkmesterke, Adobe Stock

11 quilòmetres és aproximadament el radi d’una ciutat de mida mitjana. Però també és, segons investigadors alemanys, la mida d'una estrella de neutrons estàndard. Una conclusió que treuen de models teòrics i d’observacions d’una col·lisió entre dues d’elles. 

1,4 vegades la massa del nostre Sol en una bola de només 11 km de radi, l’equivalent a una ciutat mitjana. És gairebé inimaginable. Tanmateix, els investigadors de l'Institut Max Planck de Física Gravitacional (Alemanya) ens diuen: el radi d'una estrella de neutrons està entre els 10,4 i els 11,9 quilòmetres! Aquesta és informació crucial per a aquells que busquen entendre com es comporta la matèria a densitats extremes.

Aquest resultat, amb una precisió notable, es el doble que en els mesuraments anteriors i aquesta és la veritable novetat aquí; els científics el van obtenir estudiant la fusió de dues estrelles de neutrons, l'agost del 2017. L'esdeveniment es va produir a la galàxia NGC 4993. És un senyal d'ones gravitacionals anomenat GW170817 i detectat per les col·laboracions de Ligo i Virgo que la van descobrir. "Les col·lisions de les estrelles de neutrons són una gran quantitat d'informació", va dir Collin Capano, autor principal de l'estudi, en un comunicat de l'Institut Max Planck.

És una mica desconcertant!. Aquesta col·lisió entre dos objectes de la mida de una ciutat es va produir fa 120 milions d’anys. Aleshores, els dinosaures encara regnaven a la nostra Terra. Va passar en una galàxia a mil milions de milers de quilòmetres de distància. I això ens dóna una visió general de què és la física subatòmica de condicions extremes.

 

Les col·lisions d’estrelles de neutrons, mines d’informació

A partir dels models que descriuen millor les observacions realitzades a GW170817, en el camp de les ones gravitacionals, i també de l’espectre electromagnètic, els investigadors han arribat a la mesura més precisa fins a la data del radi d’una estrella de neutrons estàndard. Una mesura que encara caldrà comparar amb l'estudi d'altres esdeveniments del mateix tipus abans que es pugui validar. 

El que els treballs dels investigadors permetran, en el futur, és distingir a partir de només ones gravitacionals registrades per instruments del tipus de LIGO o VIRGO, els esdeveniments de fusió d’estrelles de neutrons dels forats negres.

Pel que fa a esdeveniments mixtes, els que involucren un forat negre i una estrella de neutrons, els investigadors del Max Planck Institute suggereixen que, en la majoria dels casos, l’estrella de neutrons serà totalment engolida pel forat negre. Només en el cas de forats negres molt petits o de rotació ràpida es pot desintegrar primer l'estrella de neutrons. I és només en aquest cas precís que seria possible per als astrònoms observar, procedents d’aquest tipus d’esdeveniments, una cosa més, a més de les ones gravitacionals.

Recordeu:

Una estrella de neutrons és un objecte increïblement compacte i el que queda de l'explosió de la supernova d'una estrella massiva. Però d’estrella, només en té el nom. No és el lloc de cap reacció nuclear. I està format per una matèria extremadament densa, rica en neutrons. 

Ho he vist aquí

ALMA captura una imatge que mostra dos discs a on creixen joves estrelles

Un Pretzel Còsmic.

Els astrònoms que usen ALMA han obtingut una imatge de molt alta resolució que mostra dos discs en els quals creixen joves estrelles, alimentades per una complexa xarxa en forma de pretzel de filaments de gas i pols. L'observació d'aquest notable fenomen llança nova llum sobre les primeres fases de la vida de les estrelles i ajuda als astrònoms a determinar les condicions en què neixen les estrelles binàries.

Les dues joves estrelles van ser trobades al sistema [BHB2007] 11, el membre més jove d'un petit cúmul estel·lar en la nebulosa fosca Barnard 59, que és part dels núvols de pols interestel·lar anomenada la nebulosa de la Pipa. Observacions prèvies d'aquest sistema binari ens van mostrar l'estructura externa. Ara, gràcies a l'alta resolució de l'Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) i un equip internacional d'astrònoms liderat per científics de l'Institut Max Planck de Física Extraterrestre (MPE) a Alemanya, podem veure l'estructura interna d'aquest objecte.

"Veiem dues fonts compactes que interpretem com discos circumestelars al voltant de les dues joves estrelles", explica Felipe Alves, del MPE, que va dirigir l'estudi. Un disc circumestelar és l'anell de pols i gas que envolta a un estel jove. L'estrella augmenta la matèria de l'anell per a fer-la més gran. "La mida de cada un d'aquests discos és similar al cinturó d'asteroides del nostre Sistema Solar i la separació entre ells és 28 vegades més gran que la distància entre el Sol i la Terra", assenyala Alves.

Els dos discos circumestelars estan envoltats per un disc més gran amb una massa total d'unes 80 masses de Júpiter, que mostra una complexa xarxa d'estructures de pols distribuïdes en forma d'espiral: els bucles del pretzel. "Aquest és un resultat realment important", subratlla Paola Caselli, directora general del MPE, directora del Centre d'Estudis astroquímics i coautora de l'estudi. "Finalment hem imaginat la complexa estructura de les estrelles binàries joves amb els seus filaments d'alimentació connectant al disc en el qual van néixer. Això proporciona importants restriccions per als models actuals de formació estel·lar".

Clic per engrandir. L'Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) va capturar
aquesta imatge sense precedents de dos discos circumestelars, en els quals les
joveníssimes estrelles estan creixent, alimentant-se amb material del seu disc de naixement circumdant.
La complexa xarxa d'estructures de pols distribuïdes en forma d'espiral recorda als llaços
d'un pretzel. Aquestes observacions llancen nova llum sobre les primeres fases de la vida de
les estrelles i ajuden als astrònoms a determinar les condicions en què neixen les estrelles binàries.
Crèdit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Alves et al.

Les joves estrelles acumulen massa del disc més gran en dues etapes. La primera etapa és quan la massa es fa arribar als discos circumestelars individuals en bells bucles giratoris, que és el que la nova imatge d'ALMA ens ha mostrat. L'anàlisi de les dades també va revelar que el disc circumestelar menys massiu però més brillant -el que es troba a la part inferior de la imatge- té més material. En la segona etapa, les estrelles acumulen massa dels seus discos circumestelars. "Esperem que aquest procés d'acumulació de dos nivells impulsi la dinàmica del sistema binari durant la seva fase d'acumulació massiva", afegeix Alves. "Encara que el bon acord d'aquestes observacions amb la teoria ja és molt prometedor, necessitarem estudiar més sistemes binaris joves en detall per entendre millor com es formen les estrelles múltiples."

 Aquesta foto ens mostra a Barnard 59, una part d'un vast núvol fosc de pols interestel·lar
anomenada la Nebulosa de la Pipa. Aquesta nova i molt detallada imatge del que es coneix
com nebulosa fosca va ser capturada pel Wide Field Imager en el telescopi MPG/ESO
de 2,2 metres a l'Observatori La Silla d'ESO. Aquesta imatge és tan gran que es recomana
usar la versió amb zoom per apreciar-la completament.

Informació addicional

Aquesta investigació va ser presentada en un article publicat el 3 d'octubre de 2019 a la revista Science. (no disponible on line en el moment de pujar l'entrada al blog).

L'equip està compost per FO Alves (Centre d'Estudis astroquímics, Institut Max Planck de Física Extraterrestre, Garching, Alemanya), P. Caselli (Centre d'Estudis astroquímics, Institut Max Planck de Física Extraterrestre, Alemanya), JM Girart (Institut de Ciències de l'Espai, Consell Superior d'Investigacions Científiques, Espanya i Institut d'Estudis Espacials de Catalunya, Espanya), D. Segura-Cox (Centre d'Estudis astroquímics, Institut Max Planck de Física Extraterrestre, Garching, Alemanya), GAP Franco ( Departament de Física, Institut de Ciências Exatas, Universidade Federal de Mines Gerais, Brasil), A. Schmiedeke (Center for Astrochemical Studies, Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Garching, Alemanya) i B. Zhao (Center for Astrochemical Studies, Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Garching, Alemanya). 

L'Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA), una instal·lació astronòmica internacional, és una associació d'ESO, la Fundació Nacional de Ciències dels Estats Units (NSF) i els Instituts Nacionals de Ciències Naturals (NINS) del Japó en cooperació amb la República de Xile. ALMA està finançat per ESO en nom dels seus Estats Membres, per NSF en cooperació amb el Consell Nacional d'Investigació de Canadà (NRC) i el Consell Nacional de Ciències de Taiwan (NSC) i per NINS en cooperació amb l'Acadèmia Sínica (AS) de Taiwan i l'Institut Coreà d'Astronomia i Ciències Espacials (KASI). 

La construcció i les operacions de l'ALMA estan dirigides per l'ESO en nom dels seus Estats membres; per l'Observatori Nacional de Radioastronomia (NRAO), gestionat per Associated Universities, Inc (AUI), en nom d'Amèrica del Nord; i per l'Observatori Astronòmic Nacional del Japó (NAOJ), en nom de l'Àsia Oriental. El Joint ALMA Observatory (JAO) proporciona el lideratge i la gestió unificats de la construcció, posada en marxa i operació d'ALMA. 

Aquesta taula mostra la ubicació de Barnard 59 en la constel·lació del Serpentari.
Aquest mapa mostra la majoria de les estrelles visibles a simple vista en bones
condicions, i el mateix Barnard 59 està ressaltat amb un cercle vermell a la imatge.
Aquesta nebulosa fosca és part de la nebulosa de la Pipa, que apareix com un
traç fosc a la Via Làctia i es pot veure bé a simple vista en bones condicions.
Clic per engrandir. Crèdit: ESO, IAU i Sky & Telescope

Aquesta recreació artística mostra dos discs circumestelars orbitant-se entre si i acumulant
gas i pols per al seu núvol circumdant. Crèdit: ESO/L. Calçada

L'Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) va capturar una imatge sense
precedents de dos discos circumestelars, en els quals les joveníssimes estrelles estan creixent,
alimentant-se amb material del seu disc de naixement circumdant. Aquestes observacions
llancen nova llum sobre les primeres fases de la vida de les estrelles i ajuden als astrònoms
a determinar les condicions en què neixen les estrelles binàries. Crèdit: ESO

Ho he vist aquí.