A les afores solitàries de la Via Làctia, una sortida de gas d'una nova estrella surt d'una regió de formació estel·lar. Quan la sortida xoca amb el gas d'hidrogen que l'envolta, el gas brilla, creant una balisa brillant com la que es veu aquí.
Aquesta imatge de color representativa és una combinació de dades del telescopi espacial Spitzer i del Two Micron All Sky Survey (2MASS; Reconeixement en Dos Micròmetres de Tot el Cel). En aquesta imatge, la llum dels canals infrarojos de Spitzer a 3,6 i 4,5 micres s'ha representat en verd i vermell, respectivament, donant als núvols el seu color de calç elèctrica. Les observacions de l'infraroig proper de 2MASS a 2,2 micres són de color blau.
Llançat el 25 d'agost de 2003, Spitzer va utilitzar un telescopi infraroig ultrasensible per estudiar asteroides, cometes, planetes i galàxies llunyanes. Va ser el primer telescopi que va detectar la llum d'un exoplaneta o d'un planeta fora del nostre sistema solar. La missió de Spitzer va finalitzar el 30 de gener de 2020.
Clic a la imatge per engrandir. Al mig de la imatge, un núvol de gas verd llima et crida l'atenció en un raig de color cítric. Els punts de llum blaus i grocs són visibles a través del núvol, que es concentra més al centre, però s'estén cap a fora en diversos serrells. Al voltant del núvol hi ha moltes estrelles blaves de brillantor variable i la foscor de l'espai. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/2MASS/SSI/Universitat de Wisconsin
Caldwell 86 és una autèntica relíquia còsmica amb la sorprenent edat de 13.400 milions d'anys.
Feu clic a la imatge per ampliar-la. Caldwell 86 és un dels cúmuls globulars més propers a la Terra. La seva proximitat, combinada amb
l'aguda visió del Hubble, va permetre als astrònoms mesurar l a
paral·laxi del cúmul, és a dir, quant sembla moure's al cel quan la
Terra viatja d'una banda a l'altra del Sol. Crèdit: NASA, ESA, T. Brown i S. Casertano (STScI); Agraïments: J. Anderson (STScI).
Els cúmuls globulars són antigues col·leccions de centenars de milers a milions d'estrelles centellejants. Caldwell 86 és un dels cúmuls globulars més propers a la Terra. La seva proximitat, combinada amb l'aguda visió del Hubble, va permetre als astrònoms mesurar el paral·laxi del cúmul, és a dir, quant sembla moure's al cel quan la Terra viatja d'una banda a l'altra del Sol. Això mai no s'havia aconseguit abans per a un cúmul globular, i va proporcionar una mesura precisa de la distància de C86 a la Terra: 7.800 anys llum. En conèixer la distància del cúmul i les propietats de les estrelles, els astrònoms van poder determinar l'edat del cúmul, descobrint que Caldwell 86 és una autèntica relíquia còsmica amb la sorprenent edat de 13.400 milions d'anys. L'univers va néixer fa uns 13.800 milions d'anys, fet que converteix les estrelles de Caldwell 86 en les primeres colonitzadores de la nostra galàxia.
Feu clic a la imatge per ampliar-la. El Hubble va captar aquest primer pla de les estrelles de Caldwell 86 utilitzant l'Advanced Camera for Surveys (ACS) el 2005. Aquestes observacions van ajudar els astrònoms a identificar nanes blanques (les restes calcinades d'estrelles que una vegada van ser normals) a Caldwell 86 i van indicar que les nanes blanques són expulsades del nucli del cúmul quan es formen. NASA, ESA, i H. Richer (University of British Columbia)
Les estrelles velles que poblen Caldwell 86 i altres cúmuls globulars tendeixen a ser pobres en elements diferents de l'hidrogen i l'heli. No són bones candidates per a sistemes estel·lars que puguin albergar vida, perquè els planetes, que es construeixen a partir de roques i metalls, no és probable que es formin en cúmuls globulars. Els elements més pesants, constructors de planetes i de vida, es fabriquen al cor de les estrelles massives i es reciclen al cosmos quan moren en explosions de supernova. Les generacions posteriors d'estrelles, com el nostre Sol, poden beneficiar-se d'aquests materials reciclats.
En aquesta imatge del Hubble, que és una composició d'exposicions adquirides per l'Advanced Camera for Surveys el 2005 i el 2006, les estrelles blaves tenen altes temperatures, mentre que les vermelles són més fredes. La imatge mostra una àrea d'uns 15 anys llum de diàmetre, que cobreix la part central del cúmul.
També catalogat com a NGC 6397, C86 té una magnitud de 5,7, cosa que facilita la seva observació amb prismàtics. En cels foscos, els observadors més espavilats poden fins i tot distingir-lo sense cap mena d'ajuda. La visió és espectacular amb un telescopi de mida mitjana, ja que el cúmul es resol en estrelles de brillantor variable. C86 està situat a la constel·lació de l'Altar, per la qual cosa és més visible des de l'hemisferi sud a l'hivern, encara que els observadors de l'hemisferi nord situats a latituds baixes el poden veure just per sobre de l'horitzó sud a l'estiu. El cúmul va ser descobert per l'astrònom francès Nicolas-Louis de Lacaille el 1751 durant una expedició al Cap de Bona Esperança, a Sud-àfrica.
A milions d'anys llum de distància, a la petita constel·lació septentrional dels Llebrers (Canes Venatici), la galàxia espiral del Gira-sol (Messier 63-M63) estén els seus nombrosos braços... o això sembla. La galàxia del Gira-sol és una galàxia espiral floculant. Això significa que els seus braços espirals no estan ben definits, per la qual cosa sembla que n'hi ha molts que s'enrosquen al voltant del nucli groc. En realitat, només n'hi ha dos. Els braços brillen gràcies a la formació recent d'estrellesgegants de color blanc blavós.
Clic a la imatge per engrandir. Lleugerament a la dreta del centre, el nucli de la galàxia brilla en groc. Els braços de la galàxia s'estenen en espiral des del nucli, omplint la imatge de gas i pols tenyides de blau. Hi ha punts blaus brillants esquitxats per aquests braços espirals; es tracta d'estrelles gegants joves de color blanc blavós. En aquesta imatge gairebé no s'aprecia la foscor de l'espai, excepte a la part inferior. Crèdit: ESA/Hubble i NASA.
La formació d'estrelles és un dels processos més importants de la configuració de l'Univers. A més de crear noves estrelles, dóna lloc a sistemes planetaris i exerceix un paper fonamental en l'evolució de les galàxies. Els científics desconeixen completament com es formen les estrelles a les galàxies espirals floculants, per la qual cosa Messier 63 és perfecta per estudiar-la amb imatges com aquesta del Telescopi Hubble de la NASA.
Primer resoldrem el misteri d'aquest títol del post. Resulta que he hagut d'esbrinar el que significa "Bop-it". Doncs es ni més ni menys que el nom d'un joc, amb una forma que recorda al de les galàxies barrades. Adjunto una imatge del mateix, i un cop aclarit això, anem per feina.
Imatge del Bop-it. Crèdit: Hasbro Gaming. Amazon.
El telescopiHubble de la NASA va captar aquesta vista d'una galàxia espiral barrada en direcció a Eridà, a 69 milions d'anys llum de la Terra. A diferència de les galàxies espirals típiques, les galàxies espirals barrades no formen una espiral completa cap al seu centre, sinó que contenen dues barres rectes que connecten el nucli amb els braços.
Aquesta imatge, captada el 2004, mostra els detalls de la galàxia: estrelles supergegants blaves i vermelles, cúmuls estel·lars i regions de formació estel·lar a través dels seus braços en espiral i pols còsmica a través de les barres que connecten amb el nucli. Els científics especulen que el cor d'aquesta galàxia no es coneix que estigui actiu, cosa que indica que o bé el forat negre del seu centre no existeix o no hi ha acreció de matèria.
Clic a la imatge per engrandir. Un nucli espiral central de color rosa clar brilla al centre dret de la imatge, amb motes de color blau, rosa i negre que esquitxen els braços a mesura que s'estenen cap a la vora esquerra de la imatge. Al fons es veuen galàxies grogues i taronges. Crèdit: NASA, ESA i The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).
Clic a la imatge per engrandir. l nucli de color rosa clar i blanc s'estén cap a la dreta, que s'obre a un braç galàctic de color blau brillant, rosa i morat. A prop de la part inferior de la imatge apareixen punts blaus i roses més foscos abans d'esvair-se en negre. Crèdit: NASA, ESA i The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).
Clic a la imatge per engrandir. Composició de les dues imatges anteriors. S'assembla al Bop-it? Crèdit: NASA, ESA i The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
El cúmul estel·lar va ser descobert per l'astrònom turc-armeni Agop Terzan. Situat a uns 15.000 anys llum de la Terra, Terzan 12 és un dels onze cúmuls. Els cúmuls estel·lars orbiten al voltant del centre galàctic i estan units per la gravetat. Les estrelles vermelles brillants semblen inflades i són moltes vegades més grans que el Sol. Encara que les estrelles blaves no estan dins del cúmul, segueixen sent estrelles envellides visibles. A causa de la ubicació del cúmul, el gas interestel·lar i els núvols de pols fan que la llum de les estrelles s'alteri, raó per la qual veiem longituds d'ona més vermelles des de la Terra.
Clic per engrandir. Una dispersió d'estrelles vermelles-ataronjades i blaves omplen el marc del fons negre a l'espai. El gas i la pols interestel·lar al centredreta de la imatge cobreixen el cúmul estel·lar i alteren la visió per veure més longituds d'ona vermelles. Crèdit: NASA, ESA, ESA/Hubble, Roger Cohen (RU).
Feliç 20è aniversari del llançament del telescopi espacial Spitzer de la NASA, que va capturar aquesta imatge de la nebulosa de la Pota de Gat el 2018 utilitzant la Càmera de Conjunt Infraroig del telescopi i el Fotòmetre d'Imatges Multibanda. Fora de servei el 2020, Spitzer va ser dissenyat per detectar el nostre univers en llum infraroja, estudiant planetes, estrelles i galàxies.
Clic a la imatge per engrandir. Les nebuloses són tan famoses potser perquè s’identifiquen amb formes familiars. Crèdit: George Varouhakis
La nebulosa d'emissió de la Pota de Gat es troba a una distància d'entre 4.200 i 5.500 anys llum, a la constel·lació de l'Escorpí, i deu el seu nom als grans trets arrodonits que s'assemblen a les potes d'un gat. Aquesta nebulosa dinàmica és plena de regions de formació estel·lar, que escalfen el gas pressuritzat que les envolta formant la pota que es veu aquí.
Clic a la imatge per engrandir. A la part superior esquerra, l'espai tenyit de blau baixa en volutes de verd, envoltant petites bombolles de groc, taronja i vermell al centre de la foto. A la part dreta de la foto, una gran estructura de color groc i vermell brillant comença a prendre forma. Crèdit: NASA. JPL-Caltech.
Clic a la imatge per engrandir. Les estructures grogues, taronges i vermelles prenen el protagonisme, arquejant les estructures verdes que les envolten. Crèdit: NASA. JPL-Caltech.
Clic a la imatge per engrandir. Els elements verds i blaus dominen la imatge, donant pas a petites taques de regions de formació estel·lar vermelles i grogues i innombrables estrelles blaves diminutes. Crèdit: NASA. JPL-Caltech.
Clic a la imatge per engrandir. Mosaic amb les 3 imatges anteriors. Crèdit: NASA.JPL-Caltech.
Contràriament a les aparences, no totes les estrelles que pinten un bonic cel nocturn són iguals. Les estrelles formen una gran família, formada per elements de característiques molt variables d'un cas a un altre. Si tot això pot semblar complex a primera vista, podem entendre aquesta diversitat a grans trets a partir d'unes quantes consideracions físiques.
Clic per engrandir. Nebulosa PlanetàriaHèlix (NGC 7293). Crèdit: NASA, NOAO, ESA, l'equip de la nebulosa de l'hèlix del Hubble, M. Meixner (STScI i TA Rector (NRAO).
Quines lliçons podem aprendre d'aquesta classificació, a part de la relació amb la mida i la temperatura superficial? De fet, aquesta diversitat en l'aparença de les estrelles es pot explicar a grans trets per dues característiques de l'estrella: la seva massa i la seva edat. Com més massiva sigui l'estrella, més calenta serà, i per tant blava.
Això està lligat a la font d'energia de les estrelles: la fusió nuclear, que al cor de l'estrella transforma quatre àtoms d'hidrogen en un d'heli, alliberant una gran quantitat d'energia en el procés.
L'equilibri d'una estrella
Aquestes reaccions de fusió seran tant més ràpides com la pressió i la temperatura central de l'estrella siguin elevades. Tanmateix, com més massiva sigui l'estrella, més comprimirà el nucli per tota la massa de l'estrella que tendeix a concentrar-se al centre sota l'efecte de la seva pròpia atracció gravitatòria. Per contrarestar aquesta atracció gravitatòria, la pressió augmenta: s'estableix un equilibri entre pressió i gravetat, equilibri que fixarà (en una primera aproximació) la mida de l'estrella. Si la pressió augmenta, també ho fa la temperatura (que s'ha de comprovar amb una bomba de bicicleta per exemple), així com la producció d'energia, que al seu torn aporta encara més calor a l'estrella. Aquí, de manera simplificada, que explica els "colors" de les estrelles segons la seva massa.
Clic per engrandir. Evolució i mort dels estels: Diagrama de Hertzsprung-Russell (lluminositat en funció de la temperatura) que mostra la distribució dels estels segons la seva massa i edat. Crèdit: R. Powell
Tanmateix, per a la mateixa massa inicial, una estrella pot variar de mida durant la seva evolució. En qualsevol estrella, arriba un moment en què el combustible (hidrogen) s'acaba (s'ha convertit en heli). Es produeix una profunda transformació de l'estrella. La combustió nuclear al centre de l'estrella s'atura per falta de combustible però s'encén en capes menys profundes, que s'han fet prou calentes.
Clic per engrandir. Evolució i mort dels estels: una altra versió del diagrama HR (Hertzsprung-Russell).
La mort d'una estrella
Llavors, l'estrella s'inflarà de manera desproporcionada i arribarà a l'estadi de gegant vermella (perquè durant aquesta expansió, la temperatura superficial disminueix). Aleshores es presentaran diversos casos, depenent de la massa inicial de l'estrella. Poc massiva, l'estrella acabarà expulsant les seves capes externes, deixant al descobert el cor de l'estrella encara calenta: estarem davant d'una nana blanca. Altres estrelles més massives encendran altres reaccions de fusió nuclear al seu centre: l'heli es transformarà en carboni, nitrogen, oxigen, i després en elements encara més complexos (silici, ferro, etc.). Aquestes reaccions aportaran energia a l'estrella durant un període força curt en comparació amb el període en què va treure la seva energia de l'hidrogen. Per a les estrelles que no són massa massives, això proporciona un descans abans del cessament final de les reaccions nuclears i una contracció i després un refredament ineluctable que passa per l'etapa de nana blanca.
En el cas d'estrelles prou massives, l'estrella acabarà implosionant sota l'efecte de la seva pròpia gravetat (i donarà lloc a una supernova, un dels fenòmens més espectaculars de l'Univers) per manca d'energia per oposar-se a l'aixafament per la seva pròpia massa. Això donarà lloc a una estrella de neutrons (púlsar) o un forat negre, cadàvers estel·lars com nanes blanques (que a més s'ennegriran a mesura que es refredin amb el temps).
Són, doncs, aquestes estrelles massives les que acaben esclatant propagant-se al medi interestel·lar àtoms d'oxigen, carboni i altres elements que després formaran planetes al voltant d'estrelles de nova creació. Així que la nostra Terra i nosaltres mateixos som pols d'estrelles, com sovint han dit Hubert Reeves i altres astrofísics.
Clic per engrandir. La mort de les estrelles: Vista de nebulosa planetària, que malgrat el seu nom no té res a veure amb un planeta sinó que és el resultat de l'expulsió d'una estrella de les seves capes superficials al final de la seva vida. Crèdit: NASA, domini públic
Contràriament a les aparences, no totes les estrelles que pinten un bonic cel nocturn són iguals. Les estrelles formen una gran família, formada per elements de característiques molt variables d'un cas a un altre. Si tot això pot semblar complex a primera vista, podem entendre aquesta diversitat a grans trets a partir d'unes quantes consideracions físiques.
Quan observem les estrelles amb mitjans moderns, ens trobem davant de tota una varietat d'estrelles: petites, més grans, blaves, vermelles, blanques o grogues com el nostre Sol. Parlarem doncs de “nanes blanques”, o “gegants vermelles”.
Clic per engrandir. Perseu. Crèdit: NASA, JPL-Caltech, L. Cieza (Universitat de Texas a Austin), CC0
Ja intentem fer-nos una idea del que representen aquests termes. Comencem per la mida. Prenem com a referència el nostre bon vell Sol, en primer lloc perquè ens escalfa amb els seus raigs, i també perquè, al cap i a la fi, el Sol és una estrella bastant normal i bastant mitjana.
La mida del Sol com a referència
Per tant, per parlar de la mida d'una estrella, l'expressarem en funció de la del Sol, més precisament del seu radi Ro (que val, en unitats “humanes”, 700.000 quilòmetres). Una estrella gegant pot assolir mides de l'ordre de diverses desenes de radi solar (Ro), fins i tot uns centenars de Ro per a les més grans (Antares, una supergegant, arriba a 700 vegades el diàmetre del Sol). Per contra, les estrelles de la família del Sol tindran mides comparables, des d'una fracció de Ro fins a uns quants Ro. Les nanes blanques (un cas especial al qual tornarem) són molt petites, normalment cent vegades més petites que el Sol. Pel que fa al color, això és de fet una translació de la temperatura superficial.
Clic per engrandir. Mides respectives del Sol i de les gegants vermelles (o taronges). Crèdit: Viquipèdia. Domini públic.
El color de les estrelles: principalment diferències de temperatura
Tanmateix, en física les correspondències de colors són diferents de les de l'aixeta d'un bany: una estrella blava és calenta, una estrella vermella és (relativament) freda. A la superfície, les estrelles més calentes assoleixen els 20 o 30.000 graus, en comparació amb el nostre Sol la superfície del qual es troba al voltant dels 5.800 graus. Les estrelles més fredes baixen fins als 3 o 4.000 graus. Així, una gegant vermella típica serà una estrella la mida de la qual és unes deu vegades la del Sol mentre que la seva temperatura superficial és d'uns 4.000 graus. Una nana blanca estarà força calenta però la seva mida serà comparable a la de la Terra: uns quants milers de quilòmetres de diàmetre.
Per saber-ne més de les mides dels astres, feu un clic aquí.
La llum del posseïdor del rècord anterior va trigar 9.000 milions d'anys a arribar a la Terra. És una enorme estrella blava anomenada "Ícar".
L'estel descobert, Earendel, no ha de confondre's amb l'estrella més antiga coneguda, anomenada “Matusalem”, descoberta pel Hubble el 2013.
Hubble també té el rècord de distància còsmica per a una galàxia. La llum va trigar 13.400 milions d'anys a arribar a la Terra.
Clic per engrandir. Crèdit: Hubble, NASA
El telescopi espacial Hubble de la NASA ha establert un nou punt de referència extraordinari: detectar la llum d'una estrella que va existir els primers mil milions d'anys després del naixement de l'univers al Big Bang, fet que la converteix en l'estrella individual més llunyana mai vista fins ara.
La troballa és un gran salt més enrere en el temps que no pas amb el rècord anterior d'una sola estrella; aquesta va ser detectada per Hubble el 2018. Aquesta estrella existia quan l'univers tenia uns 4.000 milions d'anys, o el 30 per cent de la seva edat actual, en un moment a què els astrònoms es refereixen com un “desplaçament al vermell de 1.5”. Els científics usen el terme "desplaçament cap al vermell" perquè a mesura que l'univers s'expandeix, la llum dels objectes distants s'estira o "es desplaça" a longituds d'ona més llargues i vermelles a mesura que viatja cap a nosaltres.
L'estrella acabada de detectar està tan lluny que la seva llum ha trigat 12.900 milions d'anys a arribar a la Terra, i se'ns apareix com quan l'univers només tenia el 7 per cent de la seva edat actual, amb un desplaçament al vermell de 6.2. Els objectes més petits vistos anteriorment a una distància tan gran són cúmuls d'estrelles dins de galàxies primitives.
“Al principi gairebé no ho crèiem: estava molt més lluny que l'anterior estrella de més desplaçament al vermell més distant”, va dir l'astrònom Brian Welch de la Universitat Johns Hopkins a Baltimore, autor principal de l'article que descriu el descobriment, publicat el 30 de març a la revista Nature. El descobriment es va fer a partir de les dades recopilades durant el programa Estudi de la reionització amb lents gravitacionals en cúmuls (RELICS, per les sigles en anglès) del Hubble, dirigit pel coautor Dan Coe a l'Institut de Ciència del Telescopi Espacial, també a Baltimore.
"Normalment, a aquestes distàncies, les galàxies senceres es veuen com a taques petites, on es barreja la llum de milions d'estrelles", va dir Welch. “La galàxia que acull aquesta estrella ha estat ampliada i distorsionada per lents gravitacionals en una llarga mitja lluna que anomenem l'Arc de l'Alba” (Sunrise Arc).
Després d'estudiar la galàxia en detall, Welch va determinar que un dels elements és una estrella extremadament magnificada que va anomenar Earendel, que significa “estrella del matí” en anglès antic. El descobriment promet obrir una era inexplorada de formació estel·lar molt primerenca.
“Earendel va existir fa tant de temps que és possible que no hagi tingut totes les mateixes matèries primeres que les estrelles que ens envolten avui dia”, va explicar Welch. “Estudiar Earendel serà una finestra a una era de l'univers amb què no estem familiaritzats, però que va conduir a tot el que coneixem. És com si haguéssim estat llegint un llibre molt interessant, però comencem amb el segon capítol i ara tindrem l'oportunitat de veure com va començar tot”, va dir Welch.
Clic per engrandir. Aquesta vista detallada destaca la posició de l'estrella Earendel al llarg d'una ona a l'espai-temps (línia puntejada) que l'amplia i fa possible que l'estrella es detecti a tan gran distància: gairebé 13.000 milions d'anys llum. També s'indica un cúmul d'estrelles que es reflecteixen a banda i banda de la línia de magnificació. La distorsió i l'ampliació són creades per la massa d'un enorme cúmul de galàxies ubicat entre Hubble i Earendel. La massa del cúmul de galàxies és tan gran que deforma el teixit de l'espai, i mirar a través d'aquest espai és com mirar a través d'una lupa: al llarg de la vora del vidre o lent, l'aparença de les coses de l'altra banda es distorsiona alhora que es magnifica. Crèdits: Ciència: NASA, ESA, Brian Welch (JHU), Dan Coe (STScI); processament d'imatges: NASA, ESA, Alyssa Pagan (STScI).
Quan les estrelles s'alineen
L'equip de recerca estima que Earendel té com a mínim 50 vegades la massa del nostre Sol i és milions de vegades més brillant, rivalitzant amb les estrelles més massives que es coneixen. Però fins i tot una estrella tan brillant i de gran massa seria impossible de veure a una distància tan gran sense l'ajuda de l'augment natural que produeix un enorme cúmul de galàxies, WHL0137-08, que es troba entre nosaltres i Earendel. La massa del cúmul de galàxies deforma el teixit de l'espai, creant una poderosa lupa natural que distorsiona i amplifica enormement la llum dels objectes distants que són darrere.
Gràcies a la rara alineació amb el cúmul de galàxies que serveixen de lent d'augment, l'estrella Earendel apareix directament sobre una ondulació al teixit de l'espai, o molt a prop seu. Aquesta ondulació, que es defineix en òptica com una “càustica*”, proporciona el màxim augment i brillantor. L'efecte és anàleg al de la superfície ondulada d'una piscina que crea patrons de llum brillant al fons de la piscina en un dia assolellat. Les ondulacions a la superfície actuen com a lents i enfoquen la llum solar a la brillantor màxima al fons de la piscina.
Aquesta càustica fa que l'estrella Earendel sobresurti de la resplendor general de la seva galàxia d'origen. La seva brillantor es magnifica mil vegades o més. A aquest punt, els astrònoms no es poden determinar si Earendel és una estrella binària, encara que la majoria de les estrelles massives tenen almenys una estrella companya més petita.
Confirmació amb el Webb
Els astrònoms esperen que Earendel romangui molt magnificada en els propers anys. Serà observada pel telescopi espacial James Webb de la NASA. L'alta sensibilitat del Webb a la llum infraroja és necessària per aprendre més sobre Earendel, perquè la llum s'estira (es desplaça cap al vermell) a longituds d'ona infraroges més llargues a causa de l'expansió de l'univers.
“Amb Webb esperem confirmar que Earendel és de fet una estrella, així com mesurar-ne la brillantor i la temperatura”, va dir Coe. Aquests detalls reduiran la investigació sobre el seu tipus i etapa en el cicle de vida estel·lar. “També esperem trobar que l'Arc de l'Alba no té els elements pesants que es formen en les generacions posteriors d'estrelles. Això suggeriria que Earendel és una estrella rara, massiva i pobra en metalls”, va dir Coe.
La composició d'Earendel serà de gran interès per als astrònoms, perquè es va formar abans que l'univers s'omplís amb els elements pesats produïts per les generacions successives d'estrelles massives. Si els estudis de seguiment troben que Earendel està composta només d'hidrogen i heli primordials, seria la primera evidència de les llegendàries estrelles de Població III, que se suposa que són les primeres estrelles nascudes després del Big Bang. Si bé la probabilitat és petita, Welch admet que és temptadora de totes maneres.
“Amb Webb, podem veure estrelles fins i tot més llunyanes que Earendel, cosa que seria increïblement emocionant”, va dir Welch. “Anirem tan enrere com puguem. M'encantaria veure Webb trencar el rècord de distància d'Earendel”.
El telescopi espacial Hubble és un projecte de cooperació internacional entre la NASA i l'ESA (Agència Espacial Europea). El Centre de Vol Espacial Goddard de la NASA a Greenbelt, Maryland, administra el telescopi. L'Institut de Ciència del Telescopi Espacial (STScI, per les sigles en anglès) a Baltimore, Maryland, duu a terme operacions científiques del Hubble. STScI és operat per a la NASA per l'Associació d'Universitats per a la Investigació en Astronomia a Washington, D.C.
Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del video. Crèdit: NASA's Goddard Space Flight Center, Direcció de Producció: Paul Morris
* En òptica, es diu que una superfície és càustica quan és tangent als raigs que es reflecteixen o es refracten per un sistema òptic.
