Sobre Edwin Hubble

El telescopi espacial Hubble ha ofert a la humanitat una obertura a l'univers durant més de tres dècades. Els seus descobriments han millorat fonamentalment la nostra comprensió del cosmos. Aquest llegat reflecteix la feina de l'homònim del telescopi, el famós astrònom del segle XX Edwin Powell Hubble. Com el Telescopi Espacial Hubble, els descobriments d'Edwin Hubble van transformar la frontera del coneixement científic. El seu treball ens va portar més enllà de la Via Làctia i ens va situar en un univers en constant expansió amb una miríada de galàxies més enllà de la nostra.

La formació d'un pioner estel·lar

Nascut tal dia com avui, el 20 de novembre de 1889 a Marshfield, Missouri, Hubble va passar la seva joventut perfeccionant les seves habilitats atlètiques al bàsquet, el futbol, el beisbol, l'atletisme i la boxa, mentre alimentava mentalment la seva curiositat amb novel·les de ciència ficció. La fascinació innata de Hubble pel món que l'envoltava presagiava tota una vida d'exploració. El 1906 va ingressar a la Universitat de Chicago i es va llicenciar en matemàtiques i astronomia. Es va desviar breument del seu camí d'exploració, en gran part alimentat per les expectatives del seu pare, per estudiar dret a la Universitat d'Oxford com a becari de Rhodes. Però el seu profund anhel de seguir una carrera al camp de les ciències va tenir més pes que les visions del seu pare, i Hubble va canviar de rumb i va obtenir un doctorat en astronomia a la Universitat de Chicago el 1914, centrant la seva atenció al cel.

Clic per engrandir. Edwin Hubble examinant una fotografia de galàxia.  Crèdit: Edwin P. Hubble Papers, Huntington Library, San Marino, Califòrnia

Veure el cosmos amb una nova lent

Destinat al cosmos, el viatge de Hubble el va portar a l'Observatori del  Mount Wilson, a Califòrnia, i al telescopi Hooker de 100 polzades, el més gran del món en aquella època. Hubble va utilitzar el telescopi de 100 polzades per observar taques de llum tènues, borroses i semblants a núvols, anomenades a grans trets nebuloses. Les seves observacions van permetre enfocar aquestes taques difuses i, de passada, transformar el camp de la cosmologia.

Fins a principis del segle XX, la nostra percepció del cosmos se circumscrivia als límits de la Via Làctia. Encara que els astrònoms especulaven sobre l'existència d'altres galàxies al nostre univers, no en tenien proves observables. No va ser fins que Hubble va apuntar amb el telescopi Hooker a la constel·lació d'Andromeda que la nostra perspectiva va canviar.

Hubble va estudiar el que aleshores es coneixia com la nebulosa d'Andromeda, un objecte que durant segles va aparèixer com un núvol de llum allargat. El 1923, va resoldre estrelles individuals en aquesta "nebulosa".

Les contínues observacions d'Andromeda per part de Hubble van donar lloc a un dels descobriments més transformadors de la cosmologia. Va descobrir la seva primera estrella variable cefeida, un tipus d'estrella que s'utilitza per mesurar les distàncies a l'espai pel canvi de brillantor. La brillantor intrínseca d'una estrella variable cefeida està directament relacionada amb el seu cicle de brillantor a foscor i de nou a brillantor. En traçar els canvis d'aquestes estrelles, Hubble va descobrir que les estrelles variables cefeides d'Andromeda estaven molt més lluny que les de la Via Làctia. Aquest contrast a la distància va portar Hubble a creure que la nebulosa d'Andromeda era una galàxia en si mateixa. Hubble va utilitzar aquesta tècnica per estudiar altres de les anomenades "nebuloses" de l'univers, i va concloure que existien milions de galàxies més enllà de la nostra.

Clic per engrandir. Edwin Hubble assegut al telescopi reflector de 100 polzades de l'Observatori del Mount Wilson a Califòrnia. Crèdit: Edwin P. Hubble Papers, Huntington Library, San Marino, Califòrnia.

Hubble va utilitzar el seu punt de vista únic per comparar les galàxies entre si estudiant-ne les propietats físiques. Centrant-se en l'aspecte visual de les galàxies, Hubble va idear allò que avui és el sistema més influent per classificar-les: l'Esquema de Classificació de Hubble. Aquest mètode de classificació de les galàxies les ordena en dues categories principals basades en la seva forma -el·líptica o espiral- i se subdivideix en funció de les característiques específiques de cada galàxia. Tot i que de naturalesa simple, aquesta seqüència va ajudar a posar les bases per comprendre l'evolució galàctica i, en última instància, la formació de l'univers.

Clic per engrandir. Aquest gràfic representa l'esquema de classificació d'Edwin Hubble, també conegut com a diagrama de diapasó. Divideix les galàxies en el·líptiques i espirals. Les lletres indiquen el nivell de compacitat dels braços espirals, sent la "a" la més compacta i la "c" la menys. Les galàxies també se subdivideixen en espirals normals i barrades. Encara que aquest diagrama ofereix una base sòlida per a la classificació de les galàxies, no s'ajusta a tot tipus, incloses les galàxies irregulars, nanes i el·líptiques massives. Crèdit: NASA, ESA. Infografia en català-Bit.

El 1929, Hubble havia replantejat completament el nostre lloc a l'univers: no només albergava milions de galàxies, sinó que el mateix univers s'estava expandint. En contra de la idea d'un univers estàtic, Hubble va acabar demostrant que les galàxies s'allunyen de nosaltres. En estudiar la llum emesa per diverses galàxies, Hubble va descobrir que la llum apareixia desplaçada cap a l'extrem vermell de l'espectre. Es va fer evident que el nostre univers s'expandia incessantment cap a l'exterior i que totes les galàxies allotjades s'allunyaven les unes de les altres. Aquest fenomen, conegut com a corriment al vermell, revela que com més s'allunya una galàxia de nosaltres, més vermella apareix la seva llum. Hubble també va demostrar que les galàxies més allunyades de nosaltres s'allunyen més ràpidament que les properes, una observació fonamental que ara es coneix com la Llei de Hubble. La idea d'un univers en expansió és un dels pilars de la teoria del Big Bang. Les observacions de Hubble van proporcionar els primers coneixements sobre els orígens del nostre univers.

Assolint noves fites

Clic per engrandir. Esquerra: Placa fotogràfica de la galàxia d'Andromeda, en què Edwin Hubble va anotar primer una nova, i després la va titllar i va afegir "Var!" quan va descobrir que l'estrella era en realitat una variable cefeida. A la dreta: El telescopi espacial Hubble va tornar a visitar la famosa estrella variable cefeida V1 entre desembre del 2010 i gener del 2011.  Crèdit: Esquerra: Carnegie Observatories. Dreta: NASA, ESA i l'equip del Hubble Heritage (STScI/AURA); Agraïments: R. Gendler.

Des de la mirada d'un home al cel fins a la recerca universal de la humanitat per comprendre allò desconegut, les contribucions d'Edwin Hubble a la cosmologia han portat la humanitat fins al límit de la frontera còsmica. Avui dia, el Telescopi Espacial Hubble porta amb orgull el seu nom i el seu llegat perdurable, mentre busca les preguntes que encara no hem formulat i les respostes que encara esperen ser descobertes.

Elevant-se per sobre de la Terra, allunyat de l'atmosfera del planeta, el Telescopi Espacial Hubble serveix ara de finestra a l'univers, mantenint la visió d'Edwin Hubble d'explorar tan lluny com ens porti la nostra curiositat. A través de les paraules, Edwin Hubble capta l'essència de l'exploració que perdura a través d'aquesta meravella tecnològica: "La recerca continuarà. Fins que no s'esgotin els recursos empírics, haurem de passar als regnes somiadors de l'especulació".

Ho he vist aquí.

Dossier Cosmologia 4: Cosmos: un univers en expansió

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.

Des de la primera mesura de la velocitat d’allunyament de les galàxies per l’astrònom Hubble, sabem que l’Univers s’està expandint. La teoria de la relativitat general d'Einstein ha ajudat a entendre millor aquest fenomen.

El nostre univers està en expansió. Foto del cúmul de galàxies MACS J0717 realitzada
pel telescopi Hubble. © Nasa, ESA, Harald Ebeling (Universitat de Hawaii, Manoa)
i Jean-Paul Kneib (LAM), CC per 3.0

L'allunyament de les galàxies i la llei de Hubble

El "model cosmològic estàndard", més conegut amb el nom de Big Bang, es va arrelar a nivell observacional els anys 1920-1930 amb el treball dels astrònoms Slipher, Humason i Hubble. El primer va mesurar la velocitat d'algunes galàxies properes, mentre que els segons van obtenir una mesura de la distància d'aquestes galàxies. 

Llevat de galàxies molt properes, com la nostra veïna Andromeda, les velocitats mesurades eren totes positives, cosa que significava que aquestes galàxies s’allunyaven de la Via Làctia. Confrontant aquestes velocitats de distància (o recessió) amb les distàncies de les galàxies, Hubble va passar a la posteritat en establir que aquesta velocitat de recessió v és més gran, quan més gran és la galàxia en qüestió. Aquesta és la famosa llei de Hubble: 

ν = H₀d

On H₀ és la constant de Hubble i d la distància, que expressa la fugida de les galàxies. (La constant de Hubble varia de fet al llarg del temps còsmic. És per això que, com en el cas d'altres paràmetres cosmològics dependents del temps, se li assigna l'índex "0", indicant el moment present).

Un univers en expansió

Una interpretació senzilla i immediata podria ser considerar que la Via Làctia es troba al centre d’un fenomen que afecta a totes les altres galàxies. Però seria una visió “antropocèntrica”, donant a l’home una posició especial a l’Univers.

Abandonant aquesta idea, el principi cosmològic (i copernicà), afirmant que l’Univers és homogeni i isotròpic, per tant que no hi ha cap “lloc privilegiat”, condueix naturalment a considerar que aquest fenomen afecta totes les galàxies. És a dir, vista des d’una altra galàxia, la Via Làctia s’allunya de totes les altres i aquest punt de vista roman vigent posicionant-se d’una nebulosa a una altra. Cap d’ells no és, doncs, el “centre” d’aquest vol generalitzat.

Per interpretar aquest fenomen, hem d’imaginar que no es tracta de les galàxies en moviment, sinó de l’Univers que s’està expandint.

 La relativitat general, una teoria revolucionària

Hi ha un marc teòric que ens permet comprendre aquest fenomen, el de la teoria de la relativitat general desenvolupada per Einstein. La teoria de la relativitat general va ser revolucionària en dos aspectes:

- La primera revolució va ser considerar que el temps i l’espai ja no són entitats separades. Ja no parlem de distància entre dos objectes, sinó de distància entre dos esdeveniments, el temps entrant com a quarta coordenada -tres per a l'espai (per exemple: x, y, z) i t per temps-: això és el concepte de l'espai-temps. Però parlar de distància és entrar en el domini de la geometria, l'espai-temps en endavant quedarà definit per la seva geometria.

- La segona revolució consistia a afirmar que la geometria de l’espai-temps es caracteritza totalment pel seu contingut en matèria energètica (amb Einstein, l’ energia i la massa equivalen a través de la famosa relació E = mc²), tal com il·lustra el diagrama següent:

La geometria de l'espai-temps es caracteritza totalment pel seu contingut en Energia-Matèria. © DR

En la relativitat general, ja no hi ha cap força gravitatòria que governi les trajectòries de partícules o planetes. Les trajectòries estan dictades per la curvatura de l’espai, curvatura imposada per la energia-matèria present aquí o allà.

La Terra no gira al voltant del Sol per l’atracció gravitatòria que pateix, sinó perquè la massa del Sol va modificar la geometria de l’espai, impedint que el nostre planeta continuï la seva trajectòria, en principi rectilínia, si res no l'hagués perturbat. Tanmateix, mantindrem el terme "gravitació" en les següents capítols per facilitar la comprensió de les idees presentades.


- Capítol anterior: Origen de la matèria fosca o la manca de massa

- Capítol següent: La expansió de l'Univers s'accelera

Autor de l'original: Alain Mazure, astrofísic
Ho he vist aquí

El millor mapa de l'Univers fet fins ara

Clic per engrandir. El mapa es remunta des del fons còsmic, als inicis de l’Univers,
fins a les estrelles més recents. Crèdit: EPFL

Com a culminació als més de vint anys de treball dirigits a identificar la posició i les distàncies de les galàxies, aquest mapa 3D ofereix una visió completa i única de la història de l’Univers des del Big Bang fins als nostres dies. També confirma els models teòrics i pot proporcionar una millor comprensió de les contradiccions entre aquests diferents models.

"Aquest és el mapa 3D més gran de l'expansió de l'Univers mai realitzat fins ara", afirma Jean-Paul Kneib, del laboratori d'astrofísica de l'École polytechnique fédérale de Lausanne (EPFL). Fruit del treball d’un consorci de diversos centenars de científics d’una trentena d’institucions diferents de tot el món, aquest mapa omple les darreres llacunes de la història de l’Univers des dels seus inicis, fa 13,7 mil milions anys, fins avui. El projecte eBOSS (extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey), engegat el 2012 i dirigit per Jean-Paul Kneib, recollia pacientment dades de quatre milions de galàxies i quasars per tal d’establir aquest mapa únic.

Aquest vídeo presenta el mapa tridimensional més detallat de l'univers conegut per
la humanitat, ha estat obtingut pel Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Científics de
tot el món acaben de completar un estudi de 20 anys de durada sobre el cel
nocturn, mesurant les posicions i distàncies de més de 4 milions de galàxies i
quàsars. Aquest detallat mapa ajudarà als científics a posar llum sobre els misteris
pendents del nostre Univers. Anem a fer un viatge des de les estrelles locals fins
als confins del nostre Univers!. Crèdits: EPFL

Els inicis de l’Univers són relativament coneguts gràcies al treball teòric del Big Bang i a l’observació del fons còsmic, aquesta radiació “fòssil” dels inicis de l’Univers. Estudiant galàxies llunyanes i utilitzant càlculs de distància, també obtenim una bona idea de la velocitat d’expansió i composició de l’Univers durant els darrers milers de milions d’anys.

"Tot i això, encara faltaven les dades de tots dos que van necessitar cinc anys de feina per omplir el buit que quedava", segons Kyle Dawson, de la Universitat de Utah i un dels líders del projecte. "L’anunci d’avui representa, doncs, un dels avenços més importants de l’última dècada en termes d’observació cosmològica”. Les dades obtingudes pel programa eBOSS complementen les del Sloan Digital Sky Survey (SDSS), un programa de recerca d’objectes celestes que utilitza el telescopi d’Apache Point a Nou Mèxic (Estats Units).

Clic per engrandir. El mapa 3D de l’Univers enumera més de 4 milions de galàxies i quàsars. © EPFL

El segell de les galàxies segons el seu espectre lluminós

Per dur a terme aquest estudi, els equips es van interessar en diferents marcadors que revelen la distribució de la massa en l'Univers. Parts del mapa de fa sis milions d'anys, per exemple, van ser traçats mitjançant observacions de les galàxies més antigues i vermelles. Per a èpoques més distants, els investigadors han fet servir galàxies més joves i blaves. I per retrocedir encara més, més enllà de 11.000 milions d'anys, s'han basat en quàsars d'antigues galàxies en implosió a on els nuclis es fan ultralluminosos pel forat negre que absorbeix la llum al seu voltant.

Resoldre l’enigma de la constant de Hubble

Tal com preveien els nous models de la Teoria de la Relativitat d'Einstein, aquest mapa revela que en algun moment l'expansió de l'Univers es va accelerar i que aquesta acceleració ha continuat des de llavors. Això es deuria a la presència d’energia fosca que s’oposa a la gravetat que tendeix a frenar naturalment l’expansió de l’Univers.

No obstant això, els diferents mètodes de mesura de la velocitat d’expansió, anomenats “constant de Hubble”, condueixen a valors contradictoris d’aquesta constant. Els models que parteixen de les estrelles més properes per retrocedir en el temps donen un valor de 74 quilòmetres per segon i per megaparsec. El mètode invers d’ascendir des de baix resulta en 67,4. Una petita, però inexplicable diferència, que s'anomena la "tensió" de la constant de Hubble.

"La gran precisió i la gran varietat de dades del programa eBOSS fan que sigui poc probable que aquesta diferència sigui deguda a l'atzar", afirma Jean-Paul Kneib. Si aquest era el cas, vol dir que l’antic Univers estava regit per lleis físiques fins ara desconegudes.

Per saber-ne més

El redshift (desplaçament al vermell) és un efecte físic a causa de l’expansió de l’Univers: com més ràpid s’allunyi un objecte celeste, el seu espectre lluminós més es desplaça a una longitud d’ona més llarga (a causa de l’efecte Doppler). Aquest fenomen és una prova de l’expansió de l’espai-temps.

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C106

Les observacions del Hubble de Caldwell 106 van revelar una cinta transportadora dinàmica de moviment estel·lar dins del cúmul.

Clic a la imatge per engrandir.  Aquesta imatge del Telescopi Espacial Hubble de la NASA/ESA mostra un cúmul globular conegut com a NGC 104, o, més comunament, 47 Tucanae, ja que forma part de la constel·lació del Tucà al cel meridional. Després d'Omega Centauri, és el cúmul globular més brillant del cel nocturn, i alberga desenes de milers d'estrelles. Els científics que utilitzaven el Hubble van observar les nanes blanques del cúmul. Aquestes estrelles moribundes migren des del centre concorregut del cúmul fins als seus afores. Tot i que els astrònoms coneixien aquest procés, mai l'havien vist en acció fins a l'estudi detallat de 47 Tucanae. Crèdit: NASA, ESA i la col·laboració Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble. Agraïments: J. Mack (STScI) i G. Piotto (Universitat de Pàdua, Itàlia) 

Aquesta imatge del Hubble de Caldwell 106 mostra un esprai brillant d'estrelles antigues que es mantenen unides per la seva gravetat mútua. Els cúmuls globulars són ciutats estel·lars aïllades, on hi ha centenars de milers d'estrelles. I com el ritme accelerat de les ciutats, hi ha molta acció en aquestes metròpolis estel·lars. Les estrelles estan en moviment constant, orbitant al voltant del centre del cúmul. Observacions anteriors han demostrat que les estrelles més pesades tendeixen a amuntegar-se a la zona central del "centre", mentre que les estrelles més lleugeres resideixen als suburbis menys poblats.

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge mostra la vista de prop del telescopi Hubble d'un eixam de 35.000 estrelles prop de la regió central del cúmul. Les estrelles estan molt agrupades: són molt més a prop que el nostre Sol i les seves estrelles més properes. La imatge, presa per la Wide Field and Planetary Camera 2 (Càmera Planetària i de Gran Camp 2), representa els colors naturals de les estrelles i informa els científics sobre la seva composició i edat. Per exemple, les estrelles vermelles denoten gegants vermelles brillants que s'acosten al final de les seves vides; les estrelles grogues més comunes són similars al nostre Sol de mitjana edat. Crèdit: NASA, ESA i Ron Gilliland (STScI).

 

A mesura que les estrelles de mida mitjana envelleixen, esgoten l'hidrogen, el "combustible" que utilitzen en el procés nuclear, i el nucli de l'estrella es col·lapsa pel seu propi pes. Les capes externes de l'estrella s'inflen cap a l'exterior i es refreden, amb el seu vent estel·lar bufant gran part d'aquest gas. Després de la purga, només queden els nuclis brillants i supercalents de les estrelles, anomenats nanes blanques. Aquest programa de pèrdua de pes fa que les nanes blanques, ara més lleugeres, siguin expulsades del centre de la ciutat estel·lar a través d'interaccions gravitacionals amb estrelles més pesades. A cada trobada, les òrbites de les nanes blanques comencen a expandir-se cap a l'exterior des del centre compacte del cúmul.

 

Fins a aquestes observacions de Caldwell 106 amb el Hubble, els astrònoms no havien vist mai aquesta dinàmica cinta transportadora en acció. Aquesta imatge del Hubble, presa en llum visible, infraroja i ultraviolada amb la Càmera de Camp Ampli 3 (Wide field Camera 3), revela nanes blanques joves enmig del seu èxode pausat de 40 milions d'anys des del bulliciós centre del cúmul.
 

També conegut com 47 Tucanae i NGC 104, aquest cúmul globular es troba a uns 16.700 anys llum de la Terra, en direcció a la constel·lació austral del Tucà. Amb almenys mig milió d'estrelles, el cúmul va ser descobert per l'astrònom Nicolas-Louis de Lacaille el 1751 i assoleix la seva màxima altitud sobre l'horitzó a la primavera des de l'hemisferi sud. La brillant col·lecció estel·lar de magnitud 4 apareix a prop del Petit Núvol de Magalhães (una galàxia nana propera) i és el segon cúmul globular més brillant del cel, visible a simple vista sota un cel fosc i fàcilment observable amb uns prismàtics.
 

Per a més informació sobre les observacions del Hubble de Caldwell 106, vegeu (en anglès):

• El Hubble captura un èxode estel·lar en acció
• Els astrònoms reflexionen sobre l'absència de planetes en un cúmul globular
• El Hubble descobreix estrelles tènues al nucli d'un cúmul globular
• El Hubble mostra la relació entre les edats de les estrelles i les seves òrbites en un cúmul dens
• El Hubble proporciona proves directes de la classificació estel·lar en un cúmul globular
• El Hubble atrapa una estrella fugitiva blava
• El telescopi espacial Hubble de la NASA troba estrelles 'fugitives blaves' al nucli d'un cúmul globular 

Clic a la imatge per engrandir. Aquestes imatges comparatives del nucli del cúmul globular 47 Tucanae (NGC104) es van obtenir amb la càmera COSTAR Corrected Faint Object Camera per mostrar la millora del rendiment en comparació amb imatges preses amb la càmera no corregida. Crèdit: NASA, ESA, Dr. R. Jedrzejewski (STScI)

C106 a la web de la NASA

Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del bloc

Investigadors del Webb descobreixen una supernova amb lent i confirmen la tensió del Hubble

Una nova H0pe?

Els científics utilitzen el telescopi Webb per mesurar l'expansió de l'Univers, apuntant cap a una supernova SN H0pe amb lent gravitacional. La llum d'aquesta estrella en explosió ha estat desviada i magnificada per un cúmul de galàxies situat entre ella i nosaltres.

La supernova H0pe va ser descoberta quan els científics van veure tres punts de llum en una imatge del Webb d'un cúmul de galàxies que no eren presents a les dades del Hubble. Els punts (envoltats per un cercle al requadre) són un tipus especial de supernova de lluminositat coneguda. Cada “punt” mostra la supernova en un moment diferent. Imagini's que està assegut davant d'un tocador amb un mirall tríptic on es veuen tres persones. Afegiu un retard temporal, de manera que al mirall de la dreta estigui aixecant una pinta, al de l'esquerra s'estigui pentinant i al del mig estigui deixant la pinta. Disposar d'imatges "tríptiques" d'aquesta supernova permet als científics utilitzar els retards temporals, la distància i les propietats de lent gravitatòria per calcular un valor de la constant de Hubble: la velocitat a què s'expandeix l'univers.

El valor de la constant de Hubble obtingut amb aquest mètode coincideix amb altres mesuraments realitzats a l'univers local. Més observacions de la Supernova H0pe, una de les més distants de la classe, ajudaran a comprendre millor aquest paràmetre fonamental de l'univers.

Aquest treball científic està en curs i encara no ha estat feta la revisió per experts (o parells).

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge està disposada en dos marcs iguals, esquerra i dret. Tots dos estan situats sobre un fons negre ple de lluminoses galàxies espirals de diferents mides, que brillen en blanc, groc i taronja. Moltes d'aquestes galàxies estan agrupades o superposades visualment, afegint capes d'escala a la imatge. Al centre del fotograma de l'esquerra, dues galàxies ataronjades brillants i prominents semblen estirades en llargs circells que apunten al nord i al sud i que semblen tenir aproximadament un terç de la mida del fotograma, molt diferents de la forma espiral habitual de les galàxies a l'espai. Aquestes dues galàxies allargades de color taronja són el focus d'aquesta imatge, mentre que moltes galàxies de diferents colors poblen el fons. El requadre de l'esquerra té un requadre que ressalta una de les dues galàxies allargades de color taronja que són el centre de la imatge. Això mostra l'efecte d'augment que un cúmul en primer pla pot tenir sobre l'univers distant més enllà, conegut com a lent gravitacional. La lent, formada per un cúmul de galàxies situat entre la supernova i nosaltres, corba la llum de la supernova en múltiples imatges. Per obtenir les tres imatges, la llum recorre tres trajectòries diferents. Com que cada trajectòria tenia una longitud diferent i la llum viatjava a la mateixa velocitat, en aquesta observació del Webb es van prendre imatges de la supernova en tres moments diferents de la seva explosió. El panell de la dreta amplia el llarg filament taronja, revelant tres punts focals de llum concentrada que s'han marcat amb cercles. Les anàlisis van confirmar que aquests punts corresponien a una estrella en explosió, una amb qualitats poc comunes. En primer lloc, és una supernova de tipus Ia, l'explosió d'una estrella nana blanca. Aquest tipus de supernova sol anomenar-se "vela estàndard", el que significa que la supernova tenia una brillantor intrínsec coneguda. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, B. Frye (University of Arizona), R. Windhorst (Arizona State University), S. Cohen (Arizona State University), J. D'Silva (University of Western Austràlia, Perth ), A. Koekemoer (Space Telescope Science Institute), J. Summers (Arizona State University).

 

 

 Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M91

Descoberta molt probablement per Charles Messier el 1781. Redescoberta de forma independent per William Herschel el 8 d'Abril del1784.

El 18 de Març de 1781, Charles Messier va descobrir el gran i poc usual nombre de 8 objectes nebulosos, totes ells a la regió de el límit actual entre les constel·lacions de Verge i Coma Berenice, és a dir, galàxies del Cúmul de Verge, (més un objecte addicional, el cúmul globular M92 a Hèrcules). L'últim d'aquests vuit objectes va ser catalogat per ell com M91, però la seva posició era errònia. 

Així, durant molt de temps, M91 va ser un objecte Messier perdut, ja que Messier havia determinat la seva posició a partir de M89 mentre creia que ho feia a partir de M58, com ha assenyalat l'aficionat de Texas William C. Williams de Fort Worth en 1969 (Williams 1969). D'aquesta forma, es va descobrir finalment la identitat de M91 amb NGC 4548, que havia estat catalogada H II.120 per William Herschel el 8 d'abril de 1784. S'havia opinat prèviament que M91 podria haver estat un estel que el gran caçador de cometes Messier confongués amb una nebulosa, i Owen Gingerich havia suggerit que es tractava d'una observació duplicada de M58. William Herschel no havia trobat a M91 en la posició donada erròniament per Messier i va sospitar que podria tractar-se de NGC 4571 (el seu H III.602), una bella però poc visible espiral barrada de magnitud 11.3 (NGC 4571 va ser discutida en l'estiu de 1994 quan un grup d'astrònoms del Telescopi de Canadà França Hawaii (CFHT) van usar les observacions de 3 Cefeides en aquesta galàxia per a la determinació de la constant de Hubble).

La galàxia espiral barrada M91 és un membre atractiu del Cúmul de Galàxies de Verge. És del tipus SBb i la seva barra és molt conspícua, situant-se en posició angular de 65/245 graus (mesurant des de la direcció Nord cap a l'Est). Encara que la seva velocitat de recessió és tan sols d'uns 400 km/s, té una velocitat peculiarment considerable cap a nosaltres, al voltant de 700 km/s, de manera que la velocitat de recessió del cúmul és d'aproximadament 1.100 km/s.

La pertinença de Messier 91 al Cúmul de Galàxies de Verge es va confirmar fa poc al mesurar la seva distància com 52 +/- 6 milions d'anys llum a través de la detecció de Cefeides variables. Aquests mesuraments es van realitzar des del Telescopi Espacial Hubble H0 Key Team Project (article XX, 1997). Això coincideix bé amb els valors per a altres galàxies de Verge, incloent M100. La diferència entre el seu valor i el nostre es deu principalment a una altra distància del Gran Núvol de Magalhaes assumida per ells, la correcció de l'Hipparcos podria incrementar la seva distància fins als 58 milions d'anys llum.

Clic per engrandir. Crèdit: NOAO/AURA/NSF

Per a un aficionat moderadament equipat, M91 és un dels objectes Messier més difícils. Traces de la seva barra es poden veure sota potència mitjana fins i tot en telescopis petits, si les condicions de visió són prou bones com per veure tota la galàxia. Les fotografies mostren la barra més clarament, i s'aprecien els braços espirals sorgint dels extrems de la barra.

Messier va descriure M91 com 'Nebulosa sense estrelles, més tènue que M90. John Herschel la descriu com brillant, gran, amb poca elongació, lleugerament brillant en el seu Catàleg General, mentre que en les seves observacions més recents, descriu la seva forma un cop com "gairebé bastant allargada" i dues vegades com a "rodona". Això pot ser degut, probablement, a diferents condicions de visió. Sota condicions pobres, només s'aprecia la brillant regió allargada de la barra d'aquesta galàxia, mentre que amb bones condicions els braços espirals es mostren i exhibeixen la seva forma gairebé arrodonida o lleugerament allargada. Aquest efecte pot reproduir-se fins a cert grau amb instruments d'aficionats.

M91 al web del SEDS
Índex del Catàleg Messier del blog

Us presentem la galàxia espiral NGC 5584

Clic a la imatge per engrandir. Una galàxia espiral amb una estrella brillant al centre. La pols blava envolta els braços espirals juntament amb estrelles porpres i vermelles. La foscor ocupa el fons de la imatge. Crèdit: NASA, ESA, CSA, Adam G. Riess (JHU, STScI)⁣

Aquesta imatge, composta per dades dels telescopis Hubble i James Webb de la NASA, mostra la galàxia espiral NGC 5584. És a uns 72 milions d'anys llum de la Terra. Entre les estrelles brillants de la galàxia espiral hi ha una classe especial d'estrelles en explosió anomenades variables Cefeides i supernoves de tipus Ia. Els astrònoms utilitzen aquests estels com a marcadors per mesurar el ritme d'expansió de l'univers. El ritme d'expansió es mesura per la brillantor de determinades estrelles, que ens indica a quina distància es troben. Això ens ajuda a comprendre quant de temps va viatjar aquesta llum per arribar fins a nosaltres, mentre que les longituds d'ona vermelles de les galàxies ens indiquen quant es va expandir l'univers en aquest temps.

Les observacions recents realitzades pel Webb han millorat la precisió dels mesuraments locals de la constant de Hubble. La constant de Hubble es coneix com la velocitat a què s'expandeix l'univers. És fonamental per comprendre l'evolució i, en darrer terme, el destí del cosmos. Hubble pot distingir una estrella atapeïda, però Webb té una visió infraroja més nítida que veu a través del gas i la pols. Tot i que Webb ha reduït el soroll i mostra una resolució millorada, els dos telescopis estan en excel·lent acord sobre la precisió dels mesuraments.

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M57

Descoberta per Charles Messier el 31 de gener del 1779

Observada per Antoine Darquier de Pellepoix el febrer del 1779.

La famosa Nebulosa de l'Anell M57 és vista sovint com el prototip de nebulosa planetària, i és un veritable espectacle al cel d'estiu de l'hemisferi nord.

Investigacions recents han confirmat que en realitat és, molt probablement, un anell (toro) de material brillant que envolta a la seva estrella central, i no una closca esfèrica (o el·lipsoïdal), coincidint així amb una presumpció original de John Herschel. Vista des d'un pla equatorial, s'assemblaria més llavors a la nebulosa Dumbbell M27 o la Nebulosa Petita Dumbbell M76, en lloc de l'aparença amb que la veiem des d'aquí; senzillament, passa que l'observem des de prop d'un dels seus pols.

Això resulta contrari a la creença expressada per exemple, en el llibre de Kenneth Glyn Jones. Existeixen fins i tot indicis provinents d'investigacions sobre observacions profundes com ara les "fotografies profundes" de George Jacoby, obtingudes a l'Observatori Nacional de Kitt Peak, que la seva forma general podria ser més aviat la d'un cilindre vist des de la direcció d'uns dels seus eixos, que la d'un anell, és a dir, que estaríem mirant cap a un túnel de gas ejectat per l'estrella al final de la vida de fusió nuclear.

Finalment, aquestes observacions han proporcionat evidència que l'anell o cilindre equatorial posseeix extensions en forma de lòbul en les seves direccions polars, similars a les que es troben en les fotografies profundes de M76, però que s'assemblarien encara mes a altres nebuloses planetàries com NGC 6302.

Les observacions profundes mostren també un halo de material que s'estén per uns 3,5 minuts d'arc (Hynes dóna una mesura de 216 segons d'arc, citant Moreno & López, 1987), que fan recordar als anteriors vents estel·lars de l'estrella. L'halo va ser descobert el 1935 per JC Duncan.

La fotografia a color que encapçala a entrada, (presa amb el telescopi Hale de 200 polzades al Mount Palomar) mostra que el material d'anell exposa un nivell decreixent de ionització amb l'augment de la distància a la calenta estrella central, d'uns 100.000 a 200.000 graus Kelvin. La regió interior sembla fosca ja que emet només radiació UV, mentre que en el visible anell interior, la llum verdosa es impedida per l'oxigen ionitzat i el nitrogen que dominen el color, i a la regió exterior, només es pot observar la llum vermella de l'hidrogen excitat.

L'estrella central va ser descoberta el 1800 per l'astrònom alemany Friedrich von Hahn (1742-1805) amb un telescopi reflector FL de 20 peus. Aquest objecte és una estrella nana blanca de mida planetària, que brilla aproximadament en 15ª magnitud. És el romanent d'una estrella tipus Sol, probablement amb més massa que la nostra estrella, i que ha llançat explosivament les seves capes exteriors al final de la seva fase evolutiva tipus Mira. Amb els seus més de 100.000 graus Kelvin actuals, començarà a refredar-se aviat, brillarà com una nana blanca per diversos milers de milions d'anys, i finalment es convertirà en una freda nana negra.

Com succeeix amb la majoria de les nebuloses planetàries, la distància a la qual es troba la Nebulosa de l'Anell M57 no és molt ben coneguda. En aquest cas, però, s'han realitzat intents de relacionar la seva velocitat d'expansió angular (d'aproximadament 1 segon d'arc per segle) amb la seva velocitat d'expansió radial. Aquests resultats, però, es basaven en presumpcions errònies de la seva geometria, que suposaven una forma esfèrica. Per tant, fins fa poc temps, només es podien obtenir estimacions grolleres basats en diversos models i presumpcions teòriques. S'han donat els següents valors per a la distància: 4.100 anys llum (KM Cudworth 1974; Malles/Kreimer); 1.410 anys llum (Kenneth Glyn Jones); de 2.000 a 2.500 anys llum (Veherenberg); 2.000 anys llum (Sky Catalogue 2000.0); Més de 2.000 anys llum (Catàleg de l'Univers de Murdin/Allen), 5.000 anys llum (SkyGuide Chartand/Wimmer); 3.000 anys llum (WIYN); i de 1.000 a 2.000 anys llum (Sun Kwok, 2000). Encara està per determinar-se un bon valor, per exemple una paral·laxi obtinguda amb el Telescopi Espacial Hubble, però algunes recentment millorades tècniques CCD van ser utilitzades per l'Observatori Naval dels EUA per determinar una paral·laxi trigonomètrica per a l'estrella central de M57, que va donar una distància de 2.300 anys llum (Harris et al., 1997).

Clic per engrandir. Crèdit imatge: NASA, ESA i Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration

A partir de la velocitat d'expansió d'un segon d'arc per segle que hem donat més amunt, l'edat de la nebulosa es pot estimar sota la presumpció d'una expansió constant. Per la seva extensió actual de 60x80 segons d'arc, això dóna un període d'expansió d'uns 6.000 a 8.000 anys.

Com la major part de les nebuloses planetàries, M57 és molt més brillant visualment (amb una magnitud de 8,8) que fotogràficament (9,7 mag.). Com a conseqüència que la major part de la seva llum s'emet en unes poques línies espectrals (vegeu la discussió a la nostra pàgina de nebuloses planetàries).

Assumint una distància de 2.300 anys llum, això correspon amb una magnitud absoluta visual de -0,3 (+ 0,5 fotogràficament), o sigui que tindria una lluminositat intrínseca d'unes 50 a 100 vegades la del nostre Sol. Encara l'estrella central de magnitud 14,7, amb la mida d'un planeta terrestre, és amb prou feines més fosca que el Sol, amb una magnitud absoluta d'uns +5 o +6. La seva dimensió aparent de 1,4 minuts d'arc es correspon a un diàmetre lineal de 0,9 anys llum (60.000 unitats astronòmiques o 8,8 bilions (8,8 x 1012) de quilòmetres, i l'halo s'estendria per un diàmetre de 2,4 anys llum. La massa de la matèria nebular ha estat estimada en unes 0,2 masses solars, i la seva densitat en uns 10 000 ions per cm³. S'ha determinat que la seva composició química és la següent: per cada àtom de Fluor (Fl), la Nebulosa de l'Anell conté 4,25 milions d'àtoms d'Hidrogen (H), 337.500 d'Heli (He), 2.500 d'oxigen (O), 1.250 de nitrogen (N), 375 de neó (Ne), 225 de sofre (S), 30 d'argó (Ar) i 9 de clor (Cl). S'està expandint a uns 20 o 30 quilòmetres per segon, i s'aproxima cap a nosaltres a 21 quilòmetres per segon.

M57 va ser la segona nebulosa planetària a ser descoberta (al gener de 1779), 15 anys després de la primera, M27. Antoine Darquier de Pellepoix (Darquier) qui va observar la nebulosa de l'Anell tot just uns dies després que Charles Messier la descobrís i catalogués, la va descriure com "una nebulosa opaca però perfectament delineada, tan gran com Júpiter i sembla com un planeta que s'està esvaint". Aquesta comparació amb un planeta pot haver influït perquè William Herschel, qui va trobar que els objectes d'aquest tipus s'assemblaven al planeta recentment descobert per ell, Urà, i va introduir el nom de "nebuloses planetàries". Herschel va descriure a M57 com una "nebulosa perforada, o anell d'estrelles"; aquesta va ser el primer esment a la seva forma anellada. Estranyament, l'inventor del nom "nebulosa planetària" no va tenir en compte a la més prominent representant d'aquesta classe d'objectes, sinó que la va descriure com una "raresa del cel", un objecte peculiar. Herschel també va identificar a algunes de les estrelles superposades, i va assumir correctament que "cap d'elles sembla pertànyer a la nebulosa".

Aquest vídeo comença amb una vista terrestre de la constel·lació de la Lira i s'acosta a la
imatge del Hubble de la Nebulosa de l'Anell. Acaba amb un model en 3-D que mostra l'estructura de
la nebulosa. Crèdit: NASA, ESA, i G. Bacon, F. Summers and Mary Estacion (STScI).
Recordeu que a configuració podeu seleccionar l'idioma preferit pels subtítols.

M57 és molt fàcil de localitzar, ja que està situada entre Beta i Gamma Lyrae, aproximadament a un terç de la distància de Beta a Gamma. Pot ser vista amb binocles com un objecte gairebé estel·lar, difícil d'identificar a causa del seu petit diàmetre aparent. En els més petits telescopis d'aficionats, l'anell es fa aparent a partir dels 100 augments, amb un centre més fosc; un estel de 12^a mag. es troba a l'est de la nebulosa planetària, a aproximadament 1 minut d'arc del seu centre. Si s'aconsegueix notar algun color, la Nebulosa de l'Anell apareix lleugerament verdosa, el que no resulta inesperat ja que la seva llum s'emet en algunes poques línies espectrals verds. Encara en els telescopis petits pot notar-se una petita el·lipticitat, amb l'eix major en un angle de posició d'uns 60 graus. Amb obertures majors i bones condicions de visibilitat, es poden apreciar més i més detalls, però encara amb els grans instruments l'estrella central serà aparent només amb condicions excepcionalment bones, o amb l'ajuda de filtres. En els grans instruments i en condicions molt bones es poden detectar diversos estels tènues en primer o segon pla dins de l'extensió de la nebulosa.

Entre les estrelles veïnes, Beta Lyrae (Sheliak) és una notable binària eclipsant, amb components de tipus espectral B7 i A8, variant entre magnituds de 3,4 i 4,4 en períodes de 12,91 dies. Gama Lyrae (Sulaphat, en àrab per "tortuga") és una geganta tipus espectral B9III i magnitud 3,2, amb una companya que es troba a 13,8 segons d'arc de distància en un angle de posició de 300 graus. La petita i tènue galàxia IC 1296, de 0,4 minuts d'arc i mag. 14,4, està situada just a 4 minuts al nord-oest de M57 i pot ser localitzada amb grans instruments. 

M57 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del bloc

El comportament de les estrelles nadons observat pel Hubble sorprèn als astrònoms

Clic per engrandir. Núvols interestel·lars de gas ionitzat amb molta activitat de
formació estel·lar. Crèdit: ESO

Què impedeix que les estrelles creixin?  Les estrelles neixen al cor dels núvols d’hidrogen.
Els forts vents que emeten dispersen el gas circumdant, donant lloc a cavitats cada vegada
més grans a mesura que les estrelles creixen. Aquesta és la teoria acceptada pels
astrònoms. Però es podrien posar en dubte amb noves dades. De fet, això revela que
les cavitats no creixen com s’esperava. Com s'explica llavors que més gas del núvol
inicial no trobi el seu camí cap a l'estrella? Els investigadors confien en el
telescopi espacial James Webb per trobar la resposta. (en anglès) Crèdit: NASA Goddard  

Quan s’enfonsa un núvol d’hidrogen, no triga molt a il·luminar-se una estrella. Però només un terç del gas d’aquest núvol acaba al cor de l’estrella. Què passa amb la resta? Els astrònoms per esbrinar-ho n'han observat més de 300 formant estrelles. I el que van trobar no coincideix amb la teoria acceptada.

Les estrelles es formen a partir del col·lapse de gegantins núvols d’hidrogen. Sota l’efecte de la gravetat, fins al punt que es desencadenen reaccions de fusió nuclear. El procés és ben conegut pels astrònoms, però el que els segueix sorprenent és que només el 30% de la massa inicial del núvol entra a la composició de la estrella naixent.

Amb l'esperança de comprendre millor per què el procés és tan ineficient, investigadors de la Universitat de Toledo (Estats Units) van analitzar les dades recollides en 304 estrelles pels telescopis espacials de la NASA el Hubble i Spitzer, i del Herschel de l'Agència Espacial Europea (ESA). Centenars de protoestrelles, per ser més precisos, es troben al complex d’Orió, el viver d’estrelles més proper a la Terra, situat a uns 1.500 anys llum de distància.

Tingueu en compte que la fase de formació d’una estrella dura uns 500.000 anys. Un període durant el qual la estrella creix ràpidament. Però a mesura que creix, també comença a bufar forts vents que dispersen gasos calents al seu voltant. Igual que un aspersor de gespa rotatiu que propulsa aigua en direccions oposades. I aquests gasos d'alguna manera erosionen el núvol circumdant, fent-ne cavitats.

Aquestes quatre imatges preses pel telescopi espacial Hubble mostren el naixement
caòtic d’estrelles al complex d’Orió. Envoltades de pols, les estrelles emergents es
reconeixen per la radiació infraroja. Crèdit: N. Habel, ST Megeath, Universitat
de Toledo, NASA, ESA, STScl 

Eliminació de gas: un procés encara per descobrir

Fins aleshores, els astrònoms creien que el procés continua fins que tot el gas que envolta l'estrella s'hagi repel·lit, aturant el creixement de la jove estrella. Tot i això, els investigadors de la Universitat de Toledo demostren ara que les cavitats dels núvols de gas no creixen de manera constant a mesura que creix l’estrella. "Hi ha d'haver algun altre procés per eliminar el gas que no acaba a l'estrella", explica Nolan Habel, autor principal de l'estudi, en un comunicat. 

De fet, les imatges del Hubble revelen detalls d’aquestes cavitats produïdes per protoestrelles en diferents etapes de la seva evolució. "Trobem que al final de la fase protoestel·lar, quan la major part del gas ha caigut del núvol circumdant sobre l'estrella, un nombre d'estels joves encara mostren cavitats força petites", afirma Tom Megeath, investigador de la Universitat de Toledo. Les cavitats sembla que només s’expandeixen realment quan l’estrella rebutja tot el gas del núvol. "Per tant, la nostra idea de com les estrelles deixen de créixer no coincideix amb aquestes dades. "I sorgeix la pregunta de per què més núvols de gas no segueixen el seu camí cap a les estrelles".

Per respondre a això, ara els astrònoms esperen el proper llançament del telescopi espacial James Webb. De fet, haurien de donar-los accés a les regions internes dels discs que envolten les protoestrelles i a la manera en què aquestes regions interactuen amb els gasos expulsats per l'estrella. El nou instrument també hauria de permetre als investigadors mesurar la velocitat d’acreció del material des del disc fins a l’estrella.

Ho he vist aquí.

Quants tipus d'estrelles hi ha?

Quants tipus d'estrelles coneixem i de quin n'és el Sol.

Clic a la imatge per engrandir. L'Observatori de Dinàmica Solar de la NASA va captar aquesta imatge del nostre Sol de 4.600 milions d'anys, una estrella de la seqüència principal. Els científics esperen que continuï sent-ho durant 5.000 milions d'anys més abans de convertir-se en una gegant vermella. Crèdit: NASA's Scientific Visualization Studio/SDO.

Les estrelles de l'univers varien en brillantor, mida, color i comportament. Alguns tipus es transformen en uns altres molt ràpidament, mentre que altres romanen relativament inalterats durant bilions d'anys.

Estrelles de la seqüència principal

Un estel normal es forma a partir d'un cúmul de pols i gas en una incubadora estel·lar. Al llarg de centenars de milers d'anys, el cúmul guanya massa, comença a girar i s'escalfa. Quan el nucli s'escalfa a milions de graus, es produeix la fusió nuclear. Aquest procés es produeix quan dos protons, els nuclis dels àtoms d'hidrogen, es fusionen per formar un nucli d'heli. La fusió allibera energia que escalfa l'estrella, creant una pressió que empeny contra la força de la gravetat. Ha nascut una estrella. Els científics anomenen estrella de seqüència principal una estrella que està fusionant hidrogen en heli al seu nucli. Les estrelles de seqüència principal són al voltant del 90% de la població estel·lar de l'univers. Varien en lluminositat, color i mida (des d'una dècima fins a 200 vegades la massa del Sol) i viuen entre milions i milers de milions d'anys.

Pels observadors d'estrelles

Moltes estrelles de la seqüència principal es poden veure a simple vista, com Sírius, l'estrella més brillant del cel nocturn, a la constel·lació septentrional de Ca Major. Rigil Kentaurus (més coneguda com a Alfa Centauri), a la constel·lació austral del Centaure, és l'estrella de seqüència principal més propera que es pot veure a simple vista.

Gegants vermelles

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta il·lustració mostra una estrella geganta vermella, com Betelgeuse o Antares. Crèdit: NASA Goddard Space Flight Center/Chris Smith (KBRwyle).

Quan una estrella de la seqüència principal amb una massa inferior a vuit vegades la del Sol es queda sense hidrogen al nucli, comença a col·lapsar-se perquè l'energia produïda per la fusió es l'única força que lluita contra la tendència de la gravetat a atraure la matèria. Però en comprimir el nucli també augmenten la seva temperatura i pressió, fins al punt que el seu heli comença a fusionar-se en carboni, que també allibera energia. La fusió de l'hidrogen comença a desplaçar-se cap a les capes exteriors de l'estrella i provoca la seva expansió. El resultat és una vermella gegant, d'aspecte més ataronjat que vermell. Amb el temps, la geganta vermella es torna inestable i comença a prémer, expandint-se periòdicament i expulsant part de la seva atmosfera. Finalment, totes les seves capes exteriors es desprenen, creant un núvol de pols i gas en expansió anomenada nebulosa planetària. El Sol esdevindrà una geganta vermella d'aquí a uns 5.000 milions d'anys.

Pels observadors d'estrelles

Arcturus, a la constel·lació boreal del Bover, i Gamma Crucis, a la constel·lació austral de Crux (la Creu del Sud), són gegants vermelles visibles a simple vista.

Nanes blanques

Clic a la imatge per engrandir. En aquesta recreació artística, un asteroide (a baix a l'esquerra) es trenca sota la poderosa gravetat de LSPM J0207+3331, la nana blanca més antiga i freda coneguda que està envoltada per un anell de runa polsosa. Crèdit: NASA Goddard Space Flight Center/Scott Wiessinger.

Quan una geganta vermella perd tota la seva atmosfera, només en queda el nucli. Els científics anomenen nana blanca aquest tipus de resta estel·lar. Una nana blanca sol tenir la mida de la Terra, però és centenars de milers de vegades més massiva. Una cullereta del seu material pesaria més que una camioneta. Una nana blanca no produeix calor pròpia, per això es refreda gradualment al llarg de milers de milions d'anys. Tot i el seu nom, les nanes blanques poden emetre llum visible que va del blanc blavós al vermell. De vegades, els científics descobreixen que les nanes blanques estan envoltades de discos polsegosos de material, runes i fins i tot planetes, restes de la fase de gegant vermella de l'estrella original. Dins d'uns 10.000 milions d'anys, després de la seva etapa de vermella gegant, el Sol es convertirà en una nana blanca.

Pels observadors d'estrelles

Les nanes blanques són massa febles per veure-les a simple vista, encara que algunes es poden trobar en sistemes binaris amb una estrella de seqüència principal fàcil de veure. Procyon B és un exemple a la constel·lació septentrional de Ca Menor. No obstant això, si tens un telescopi a casa, pots veure les nanes blanques solitàries LP 145-141 a la constel·lació austral de la Mosca i l'estrella de Van Maanen a la constel·lació septentrional de Peixos.

Estrella de neutrons

Clic a la imatge per engrandir. El púlsar Vela es troba al punt blanc circular del centre d'aquesta imatge captada per l'Observatori de Raigs X Chandra de la NASA. El púlsar es troba a més de 1.000 anys llum de distància, a la constel·lació meridional de Vela. Crèdit: NASA/CXC/Univ de Toronto/M. Durant et al.

Les estrelles de neutrons són restes estel·lars que contenen més massa que el Sol en una esfera tan ampla com l'illa de Manhattan de Nova York.

Una estrella de neutrons es forma quan una estrella de la seqüència principal, amb una massa entre 8 i 20 vegades la del Sol, es queda sense hidrogen al seu nucli (les estrelles més pesades produeixen forats negres de massa estel·lar). L'estel comença a fusionar heli amb carboni, com els estels de menor massa. Però aleshores, quan el nucli es queda sense heli, s'encongeix, s'escalfa i comença a convertir el seu carboni en neó, que allibera energia. Aquest procés continua a mesura que l'estrella converteix el neó en oxigen, l'oxigen en silici i, finalment, el silici en ferro. Aquests processos produeixen energia que evita el col·lapse del nucli, però cada nou combustible li dóna menys temps. Quan el silici es fusiona amb el ferro, l'estrella queda sense combustible en qüestió de dies. El pas següent seria fusionar el ferro en algun element més pesat, però fer-ho requereix energia en lloc d'alliberar-la. El nucli es col·lapsa i després recupera la mida original, creant una ona de xoc que recorre les capes exteriors de l'estrella. El resultat és una enorme explosió anomenada supernova. El nucli romanent és una estrella de neutrons super-densa.

Púlsars: Són un tipus d'estrelles de neutrons que giren ràpidament. A la superfície d'aquests objectes es formen punts calents de raigs X brillants. A mesura que giren, els punts apareixen i desapareixen com els raigs d'un far. Alguns púlsars giren més ràpidament que les aspes d'una batedora.

Magnetars: Totes les estrelles de neutrons tenen forts camps magnètics. Però el d'un magnetar pot ser 10 bilions de vegades més fort que el d'un imant de nevera i fins i tot mil vegades més fort que el d'una estrella de neutrons típica.

Pels observadors d'estrelles

Les estrelles de neutrons són massa febles per veure-les a simple vista o amb telescopis domèstics, encara que el telescopi espacial Hubble n'ha pogut captar algunes en llum visible. Els astrònoms les solen observar a través dels raigs X i l'emissió de ràdio.

Nanes vermelles

Clic a la imatge per engrandir. El nostre veí estel·lar més proper, mostrat aquí en aquesta imatge del Hubble, és la nana vermella Pròxima Centauri. Es troba a poc més de 4 anys llum de distància, a la constel·lació austral del Centaure. Crèdit: ESA/Hubble i NASA.

Les nanes vermelles són les estrelles més petites de la seqüència principal: només una fracció de la mida i la massa del Sol. També són les més fredes i el seu color és més ataronjat que vermell. Quan una nana vermella produeix heli a través de la fusió al seu nucli, l'energia alliberada porta material a la superfície de l'estrella, on es refreda i s'enfonsa de nou, portant un nou subministrament d'hidrogen al nucli. Gràcies a aquesta constant agitació, les nanes vermelles poden cremar tot el seu hidrogen durant bilions d'anys sense canviar la seva estructura interna, a diferència d'altres estrelles. Els científics creuen que algunes nanes vermelles de massa baixa, les que només tenen un terç de la massa del Sol, tenen una vida més llarga que l'edat actual de l'univers, fins a uns 14 bilions d'anys. A més, les nanes vermelles neixen més que les estrelles més massives. Per això, i perquè viuen tant de temps, les nanes vermelles constitueixen al voltant del 75% de la població estel·lar de la Via Làctia.

Pels observadors d'estrelles

Les nanes vermelles són massa febles per veure-les a simple vista. Però amb un telescopi d'afeccionat, és possible que puguis veure Lacaille 8760 a la constel·lació austral del Microscopi o Lalande 21185 a la constel·lació septentrional de l'Óssa Major.

Nanes marrons

Clic a la imatge per engrandir. La nana marró LSRJ1835+3259, en aquesta recreació artística, es troba a 20 anys-llum de distància a la constel·lació septentrional de la Lira. Crèdit: Chuck Carter i Gregg Hallinan/Caltech.

Les nanes marrons no són tècnicament estrelles. Són més massives que els planetes, però no tant com les estrelles. Solen tenir entre 13 i 80 vegades la massa de Júpiter. Gairebé no emeten llum visible, però els científics n'han observat algunes a l'infraroig. Algunes nanes marrons es formen de la mateixa manera que les estrelles de seqüència principal, a partir de cúmuls de gas i pols en nebuloses, però mai no arriben a la massa suficient per realitzar una fusió a l'escala d'una estrella de seqüència principal. D'altres es poden formar com a planetes, a partir de discos de gas i pols al voltant d'estrelles.

Pels observadors d'estrelles

Les nanes marrons són invisibles tant per a l'ull humà com per als telescopis domèstics.

Ho he vist aquí.