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

Dades revolucionàries del Webb revelen que existeix una física desconeguda.

Les dades revolucionàries del James Webb confirmen que hi ha una gran bretxa en la nostra comprensió del cosmos i revelen que existeix una física desconeguda.

Un gran misteri en el cor de la cosmologia s'ha aprofundit. En un esforç conjunt, els telescopis espacials James Webb i Hubble de la NASA han confirmat una discrepància desconcertant en la taxa d'expansió de l'univers, coneguda com la Tensió de Hubble.

Mentre que un mètode, basat en el fons còsmic de microones de l'univers primordi, prediu una expansió més lenta, un altre mètode —basat en observacions directes d'estrelles i galàxies actuals— revela una velocitat molt més ràpida.

Clic a la imatge per engrandir. James Webb confirma que hi ha alguna cosa seriosament errònia en la nostra comprensió de l'univers i revela que existeix una física desconeguda. 

Aquest enigma còsmic qüestiona un aspecte fonamental de la física: que les lleis que regeixen el cosmos haurien de mantenir-se constants al llarg del temps. Si la Tensió de Hubble no es pot explicar per un error d'observació, podria indicar la necessitat d'una física completament nova, com ara canvis en l'energia fosca, noves formes de matèria o fins i tot modificacions en la teoria de la gravetat d'Einstein. De moment, els científics estan lluitant amb una implicació profunda: pot ser que l'univers no segueixi les regles que creiem entendre.

Crucialment, les noves observacions de més de 1.000 estrelles cefeides en galàxies situades a fins a 130 milions d'anys llum de distància confirmen que la discrepància no es deu a mesures defectuoses, sinó a una inconsistència real en els nostres models de l'univers.


Font: Riess, A.G. et al. (2024). "A Precision Hubble Constant Measurement from the Hubble Space Telescope and the James Webb Space Telescope" Astrophysical Journal Letters. 

 

Ho he vist aquí. 

Parlem dels punts de Lagrange

Els punts de Lagrange

Els punts de Lagrange deuen el seu nom al matemàtic italo-francès Joseph-Louis Lagrange. Hi ha cinc punts especials en què una massa petita pot orbitar de forma constant amb dues masses més grans. Els punts de Lagrange són posicions en què l'atracció gravitatòria de dues masses grans és exactament igual per força centrípeta necessària perquè un objecte petit es mogui amb elles. Aquest problema matemàtic, conegut com el "Problema general dels tres cossos", va ser considerat per Lagrange en el seu treball premiat (Essai sur le Probleme des Trois Corps, 1772).ç

Dels cinc punts de Lagrange, tres són inestables i dos estables. Els punts de Lagrange inestables -etiquetats com a L1, L2 i L3- es troben al llarg de la línia que uneix les dues grans masses. Els punts de Lagrange estables (L4 i L5) formen el vèrtex de dos triangles equilàters els vèrtexs dels quals són les grans masses. L4 dirigeix l'òrbita de la Terra i L5 la segueix.

Clic a la imatge per engrandir. Punts de Lagrange del sistema Terra-Sol (no estan dibuixats a escala!). Crèdit: WMAP, NASA.

El punt L1 del sistema Terra-Sol ofereix una vista ininterrompuda del Sol i acull actualment el satèl·lit SOHO (Observatori Solar i Heliosfèric). El punt L2 del sistema Terra-Sol va ser la llar de la nau espacial WMAP, actual llar del Planck i del telescopi espacial James Webb. L2 és ideal per a l'astronomia perquè una nau espacial està prou a prop per comunicar-se fàcilment amb la Terra, pot mantenir el Sol, la Terra i la Lluna darrere de la nau per a l'energia solar i (amb el blindatge adequat) proporciona una visió clara de l'espai profund per als nostres telescopis. Els punts L1 i L2 són inestables en una escala temporal d'aproximadament 23 dies, cosa que obliga els satèl·lits que orbiten aquestes posicions a sotmetre's a correccions regulars de rumb i altitud.

És poc probable que la NASA trobi alguna utilitat per al punt L3, ja que roman ocult darrere del Sol en tot moment. La idea d'un "Planeta X" ocult al punt L3 ha estat un tema popular a la literatura de ciència ficció. La inestabilitat de l'òrbita del planeta X (en una escala temporal de 150 anys) no va impedir a Hollywood produir clàssics com L'home del planeta X.

Els punts L4 i L5 tenen òrbites estables sempre que la relació de masses entre les dues grans masses sigui superior a 24,96. Aquesta condició es compleix tant per a la Terra com per al Planeta X. Aquesta condició es compleix als sistemes Terra-Sol i Terra-Lluna, així com en moltes altres parelles de cossos del sistema solar. Els objectes que orbiten als punts L4 i L5 solen anomenar-se troians, pels tres grans asteroides Agamèmnon, Aquil·les i Hèctor que orbiten als punts L4 i L5 del sistema Júpiter-Sol. (Segons Homer, Hèctor va ser el campió troià assassinat per Aquil·les durant el setge del rei Agamèmnon a Troia). Hi ha centenars d'asteroides troians al sistema solar. La majoria orbiten amb Júpiter, però altres ho fan amb Mart. A més, diverses llunes de Saturn tenen companys troians. El 1956, l'astrònom polonès Kordylewski va descobrir grans concentracions de pols als punts troians del sistema Terra-Luna. L'instrument DIRBE del satèl·lit COBE va confirmar observacions anteriors de l'IRAS sobre un anell de pols que segueix l'òrbita de la Terra al voltant del Sol. L'existència d'aquest anell està estretament relacionada amb els punts troians, però la història es complica pels efectes de la pressió de la radiació sobre els grans de pols. El 2010, el telescopi WISE de la NASA va confirmar finalment la presència del primer asteroide troià (2010 TK7) al voltant del principal punt de Lagrange de la Terra.

Trobar els punts de Lagrange

La manera més senzilla d'entendre els punts de Lagrange és adoptar un marc de referència que giri amb el sistema. Les forces exercides sobre un cos en repòs en aquest marc es poden deduir a partir d'un potencial efectiu de la mateixa manera que les velocitats del vent es poden deduir a partir d'un mapa meteorològic. Les forces són més intenses quan els contorns del potencial efectiu estan més propers i més febles quan els contorns estan més allunyats.

Clic a la imatge per engrandir. Gràfic de contorn del potencial efectiu (no està dibuixat a escala!). Crèdit: WMAP, NASA.

Els punts L4 i L5 estan situats a 60º per davant i 60º per darrere, respectivament, de la menor de les dues masses del sistema; és a dir, cada un d'aquests constitueix un vèrtex d'un triangle equilàter on els altres dos vèrtexs són les dues masses. Aquests dos punts a vegades també s'anomenen punts de Lagrange triangulars o punts troians, ja que, en el sistema Sol-Júpiter, són els punts on estan situats els asteroides anomenats troians.  

El punt L1 està situat sobre la línia definida pels centres de massa dels dos cossos M1 i M2, i entre les dues masses. El punt L1 del sistema Sol-Terra és ideal per a realitzar observacions del Sol. Els objectes que hi són situats mai queden sota l'ombra de la Terra o de la Lluna. El Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) està situat en una òrbita d'halo al voltant del punt L1 i l'Advanced Composition Explorer (ACE) és en una òrbita de Lissajous també al voltant del punt L1. El punt L1 del sistema Terra-Lluna permet un accés a òrbites lunars i terrestres amb un Delta-v mínim.

El punt L2 està situat sobre la línia definida pels centres de massa dels dos cossos M1 i M2, i més enllà de la més petita d'ambdues. Aquest punt en el sistema Sol-Terra és un bon lloc on situar observatoris espacials; com que un objecte en L2 sempre manté la mateixa orientació respecte al Sol i la Terra, el calibratge i la protecció són molt més simples.

La sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) està en òrbita al voltant d'aquest punt, i també telescopi espacial James Webb, successor del Hubble.

En el cas del sistema Terra-Lluna, L2 seria el lloc ideal per a situar un satèl·lit de comunicacions per cobrir la cara oculta de la Lluna.

Aquesta pàgina (actualitzada per darrera vegada el juliol de 2012) va ser escrita originalment (amb equacions matemàtiques) per Neil J. Cornish com a part del programa d'educació i divulgació de WMAP.

Avui us portem un breu vídeo de l'enginyer Alberto Romaña nom real del Youtuber AlbertRhom a on explica de manera força educativa i entretinguda que son els punt de Lagrange.

Ho he vist aquí.

Quines són les estrelles més brillants del cel?

Clic a la imatge per engrandir. Les constel·lacions icòniques del cel d'hivern sobre l'horitzó occidental i nord-oest. Sírius, l'estrella més brillant del cel, és visible a l'esquerra. Betelgeuse, a Orió (visible a la dreta de Sírius), és la novena estrella més brillant. Rigel, també a Orió (aquí sota l'horitzó) és la sisena estrella més brillant del cel de la Terra. Crèdit: Sebastian Voltmer, Fotolia.

 

 La contaminació lumínica extingirà les estrelles?  En poques dècades, la llum artificial s'ha convertit en una causa de contaminació. No només amenaça amb extingir les nostres estrelles. Però també té un impacte important en la biodiversitat. Sobretot perquè aviat ja no podria venir exclusivament de terra. Crèdit: Futura Planète.

[Text vídeo: La contaminació lumínica extingirà les estrelles? Una mica com els diamants, pensem que les estrelles son eternes. Però avui la contaminació lumínica amenaça d'apagar la seva brillantor, en particular, per l'enllumenat públic de les grans ciutats. Més del 80% de la població mundial està privada ara del meravellós espectacle d'una nit fosca i estrellada. A Europa i als Estats Units, el cel del 99% de la població a agafat un tint ataronjat, com d'un crepuscle permanent. Al 2009 la contaminació lumínica passa a ser a França una molèstia mediambiental social. Sense parlar del sobre-consum elèctric que això representa. La contaminació lumínica afecta a la biodiversitat: Desorienta a les tortugues marines, desestabilitza als pol·linitzadors nocturns com els ratpenats, desvia les aus migratòries. També afavoreix a certes flors a l'autofecundació i retarda la pèrdua de fulles dels arbres.

La contaminació lumínica pertorba també el nostre cicle hormonal i el nostre son, fent créixer els risc de tenir càncer. Una situació que podria empitjorar amb la multiplicació de bombetes led, que emeten una llum blava a la que els humans som molt sensibles. I amb l'augment constant de la superfície del planeta il·luminada artificialment: més d'un 2,2% anual entre 2012 i 2016, amb una intensitat que augmenta en paral·lel en més d'un 1,8%.

Niue, un petita illa del sud de l'Oceà Pacífic, el Pic de Midi als Pirineus, i també el Parc Nacional del Mont Mégantic, tots aquest llocs tenen en comú un estatut com a Reserva Internacional de Cel Estrellat (Dark-Sky Preserve), un estatut concedit per la qualitat de les seves nits i les polítiques de lluita contra la contaminació lumínica que es realitzen. Perquè de solucions n'hi han: Un enllumenat públic suau i raonable, orientat cap al terra i limitat a certs llocs i horaris, podria ajudar a disminuir d'un 25% a un 75% les molèsties!

 

Però hi ha alguns projectes que amenacen d'enterbolir aquestes mesures: La start-up russa StartRocket que s'ha de tenir en compte, ja que vol transformar el cel estrellat en un plafó publicitari gegant, gràcies a satèl·lits de la mida d'una caixa de sabates!, igualment el de la societat japonesa ALE, que preveu provocar pluges d'estels artificials. O també el posat en marxa per la societat americana SpaceX: La superfície dels satèl·lits Starlink reflectant la llum del Sol, afectarien a les observacions dels telescopis terrestres "Zero preocupacions, és la meva predicció. Prendrem mesures correctores si estem per sobre del zero", diu Elon Musk fundador de SpaceX. Malgrat el discurs tranquil·litzador d'en Elon Musk, i dels assaigs implementats per SpaceX per enfosquir els satèl·lits, els astrònoms planejent presentar una denúncia davant la Cort Internacional de Justícia per atemptat al patrimoni mundial].

A ull nu, els humans poden veure fins a 3.000 estrelles en condicions òptimes (cel clar, sense contaminació lumínica). Entre elles, estrelles molt brillants de diferents colors. Alguns són més visibles que altres perquè estan més a prop o perquè desprenen molta calor. Descobriu les estrelles més brillants del cel de la Terra.

L'estrella més brillant del cel és, per descomptat, el Sol, la més propera a nosaltres (150 milions de quilòmetres, o 8 minuts llum) i la que gira la Terra. Però, a part del Sol, que s'ha tornat tan familiar que gairebé ens oblidem d'incloure'l en el rànquing de les estrelles més brillants, quines irradien més al cel de la Terra?

Sírius "el foc", l'estrella més brillant del cel

Tant al cel del nord com al del sud, Sírius es troba al primer graó del podi. Impossible perdre'l en una tarda preciosa.hivern, brilla amb tots els colors per sobre de l'horitzó sud, a la constel·lació del Ca Major. Per sobre d'ella, el caçador Orió que ella acompanya. El seu nom grec Seiros significa "l'ardent". De fet, a l'antiguitat, el seu ortus helíac (abans de la sortida del sol) va coincidir amb el solstici d'estiu, els dies més calorosos de l'any a Egipte i el moment en que el Nil estava en inundació. Molt important per als antics egipcis, l'estrella, associada a la deessa Isis, també va marcar l'inici de l'any. L'expressió "onada de calor" prové del llatí canícula (gosset) en concordança amb la presència de l'estrella durant els períodes d'alta calor.

Clic a la imatge per engrandir. Sírius, l'estrella més brillant del cel. Crèdit: Akira Fuji

La brillant Sírius mostra una magnitud aparent de -1,46. A només 8,6 anys llum de distància, és la cinquena estrella més propera al nostre sistema solar.  Alpha Canis Majoris (α Canis Majoris) és una estrella doble. Però el seu company és impossible de distingir a l'ull nu. Amb el doble de masses del Sol, Sírius A domina Sírius B, que per la seva banda, és una nana blanca la resta d'un sol, la primera que s'ha descobert.

La segona estrella més brillant del cel

Canopus és la segona estrella més brillant del cel. La seva magnitud aparent és de -0,72. Es troba aproximadament a 36° al sud de Sírius, a la constel·lació de la Quilla. Per veure-ho, a l'hemisferi nord, ha de ser inferior a 37° latitud. L'estrella era adorada pels antics egipcis. Estrella super gegant i de color groc-blanc i a uns 310 anys llum de distància, Canopus és 65 vegades més gran que el nostre Sol (al centre del Sistema Solar, s'estendria fins a tres quartes parts del Sol a Mercuri) i 15.000 vegades més brillant que ell (si la poguéssim veure de prop).

Fem zoom sobre Sírius A i el seu acompanyant, la nana blanca Sírius B. Crèdit: ESA, Hubble, Akira Fujii, DSS2

Les 10 estrelles més brillants del cel

Aquí teniu les 10 estrelles més brillants del cel, a part del Sol, i les constel·lacions a les quals pertanyen, la seva magnitud aparent i la seva distància a la Terra.

- Sírius. Constel·lació: Ca Major (especialment visible al vespre a l'hivern); distància: 8,6 anys llum; magnitud aparent: -1,46.

- Canopus. Constel·lació: La Quilla; distància: 310 anys llum; magnitud aparent: -0,72.
- Arcturus. Constel·lació: Bover (especialment visible al vespre a l'estiu); distància: 36 anys llum; magnitud aparent: -0,04.
- Alpha Centauri (més precisament  Alpha Centauri A ). Constel·lació: Centaure; distància: 4,3 anys llum; magnitud aparent: -0,01.
- Vega. Constel·lació: Lira (especialment visible al vespre a l'estiu); distància: 25 anys llum; magnitud aparent: +0,03.
- Rigel. Constel·lació: Orió (especialment visible al vespre a l'hivern); distància: 630 anys llum; magnitud aparent: +0,12.
- Proció. Constel·lació: Ca Menor (especialment visible al vespre a l'hivern); distància: 11 anys llum; magnitud aparent: +0,38.
- Achernar. Constel·lació: Eridà; distància: 139 anys llum; magnitud aparent: +0,54.
- Betelgeuse. Constel·lació: Orió (especialment visible al vespre a l'hivern); distància: 500 anys llum; magnitud aparent: +0,56.

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C90

Caldwell 90 a on tenim una estrella moribunda semblant al Sol.

Clic a la imatge per engrandir. Caldwell 90 es va formar en les últimes etapes de l'evolució d'una estrella similar al Sol. Aquesta imatge del Hubble va ser presa en llum visible i infraroja utilitzant la Càmera Planetària i de Gran Camp 2 (WFPC2) com a part d'un estudi de nebuloses planetàries. Crèdit: Howard Bond (STScI) i NASA/ESA.

Tot i el seu inquietant aspecte, Caldwell 90 sembla ser una nebulosa planetària força típica. Va ser descoberta per John Herschel el dia 1 d'abril de 1834 i posteriorment catalogada com a NGC 2867. Irònicament, al principi va pensar que podria haver descobert un nou planeta. Més gent que John Herschel s'ha deixat enganyar per l'aspecte d'aquestes nebuloses, raó per la qual es va encunyar el terme “nebulosa planetària” en primer lloc ja que sovint semblen planetes quan s'observen amb petits telescopis.

Caldwell 90 es va formar en les últimes etapes de l'evolució d'una estrella similar al Sol. Després d'haver produït energia de forma constant durant diversos milers de milions d'anys mitjançant la fusió nuclear d'hidrogen en heli al nucli, l'estrella va patir una sèrie de crisis energètiques quan el subministrament d'hidrogen va començar a escassejar. Sense la força exterior creada anteriorment per la producció d'energia, la gravetat va agafar el relleu i va provocar la contracció del nucli de l'estrella. La pressió addicional va permetre a l'estrella produir un element més pesat, el carboni al nucli. La síntesi del carboni va generar molta més energia que la fusió de l'hidrogen en heli, cosa que va ajudar l'estrella no només a superar la gravetat per tornar a expandir-se, sinó que la va portar a multiplicar-se per cent fins a convertir-se en una geganta vermella.

Finalment, les capes exteriors de gas de la geganta vermella van ser expulsades. Mentrestant, l'estrella va passar de ser una geganta freda a una estrella calenta i densa que irradia llum ultraviolada i un vent ràpid de partícules que es desplacen cap a l'exterior a uns 10 milions de quilòmetres per hora. El vent estel·lar i la llum ultraviolada interactuen amb les capes de gas que va expulsar la geganta vermella per crear la closca esfèrica i brillant que veiem avui.

Aquesta imatge del Hubble va ser presa en llum visible i infraroja utilitzant la Càmera Planetària i de Gran Camp 2 com a part d'un estudi de nebuloses planetàries. Caldwell 90 es troba a uns 6.000 anys llum de distància, a la constel·lació austral de la Quilla (Carina), i s'observa millor a finals d'estiu o principis de tardor des de l'hemisferi sud, encara que es pot veure a poca alçada al cel a finals d'hivern o principis de primavera des de llocs de l'hemisferi nord propers a l'equador. És tan petita que sembla una estrella fins i tot amb telescopis força grans, per la qual cosa es recomana utilitzar grans augments per veure'l millor. La nebulosa, de magnitud 9,7, semblarà una diminuta pedra turquesa incrustada al cel nocturn.

C90 a la web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del blog

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.

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.

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.

Dossier. La matèria fosca; 5 Les galàxies

Dossier. La matèria fosca; 5 Les galàxies 

En aquest dossier es presenten les diferents pistes que porten a la hipòtesi de la matèria fosca, així com diverses propostes que s'han fet per intentar dilucidar-ne la naturalesa.

Les estrelles de galàxies espirals no són estàtiques però tenen moviment circular al voltant del centre. La força centrifuga a causa d'aquesta rotació compensa la força de gravitació, que és la que evita que les estrelles s'enfonsin cap al cor de les galàxies.

Clic per engrandir. Il·lustració d'una galàxia espiral. Crèdit: Peter Jurik, Adobe Stock

A una distància determinada del centre de la galàxia, la velocitat de rotació està doncs relacionada amb l'atracció gravitatòria en aquest lloc, i per tant també amb la distribució de massa a la galàxia. És anàleg al que passa al sistema solar: la velocitat de rotació dels planetes està fixada per la massa del Sol i la distància entre ells.

Clic per engrandir. Galàxia espiral, vista frontal.

La rotació de les galàxies

Es pot mesurar la velocitat de rotació (gràcies al desplaçament espectral anomenat efecte Doppler) per a cada distància des del centre de la galàxia; aleshores obtenim  una corba de rotació, que també ve determinada per la distribució de masses. Tanmateix, si calculem la corba de rotació deguda a l'atracció gravitatòria de tot el que observem a les galàxies: les estrelles, el gas interestel·lar, els núvols moleculars, pols, trobem que la velocitat de rotació calculada és inferior a la observada, en particular a les regions externes de les galàxies. Els càlculs indiquen que la corba de rotació hauria de disminuir a grans distàncies, mentre que s'observa que és constant a la majoria de les galàxies observades.

Clic per engrandir. Imatges d'una galàxia espiral en diverses longituds d'ona i corba de rotació obtinguda, a la part inferior dreta. Aquesta corba representa la velocitat de rotació en funció de la distància des del centre. (Feu un clic aquí per obtenir més detalls tècnics).

Aquest problema porta el nom de matèria fosca galàctica. Una possible solució és, de fet, que les galàxies contenen un component no detectat, l'atracció gravitatòria és responsable de la discrepància observada. De fet, els càlculs mostren que aquest component hauria de ser molt més gran que tots els components visibles, en un factor de 5 a 10. Aquest factor depèn de les suposicions fetes sobre la forma en què aquesta matèria fosca es distribuiria a la galàxia. Dues hipòtesis principals estan en competència des de fa temps: la del disc màxim, en què la matèria fosca es distribueix en un disc gruixut que se superposaria al disc estel·lar, i la del halo esfèric, en què la matèria fosca es distribueix en un gran halo amb simetria esfèrica. Ara s'afavoreix la segona hipòtesi, per motius relacionats amb la cosmologia que veurem més endavant.

Tingueu en compte que l'anàlisi de les corbes de rotació no ens permet resoldre aquesta qüestió i deduir inequívocament la distribució de la matèria total a les galàxies. Això es deu essencialment al fet que la corba de rotació només conté informació en un pla (el pla de rotació), que no permet traçar l'estructura tridimensional de la distribució de masses. Tenir en compte les observacions d'objectes situats fora del disc permet eliminar parcialment aquesta ambigüitat, tal com s'esmenta al final d'aquesta pàgina.

Moviments estel·lars perpendiculars al disc de la nostra galàxia

En el cas de la nostra galàxia, la situació és una mica especial. Estem a l'interior, i la nostra posició no és gaire favorable per mesurar la seva corba de rotació. D'altra banda, estem molt ben situats per mesurar el moviment de les estrelles a les proximitats del Sol. Això també és interessant, perquè les estrelles que s'allunyen del disc de la galàxia són atretes per la massa continguda en aquest disc i tendeixen a tornar-hi, després a creuar-lo per passar a l'altre costat. Això provoca una oscil·lació a banda i banda del disc. Per tant, l'anàlisi del moviment de les estrelles en la direcció perpendicular al pla del disc galàctic proporciona informació sobre la distribució de la massa en aquest disc. Els resultats d'aquest tipus d'anàlisi han estat durant molt de temps controvertits, però ara sembla establert que el disc en si conté poca matèria fosca. És probable que es distribueixi en un halo estès, amb més forma d'una esfera que d'un disc.

El futur: els moviments tridimensionals de totes les estrelles de la galàxia?

El satèl·lit  GAIA proposa mesurar amb una precisió molt alta la posició i la velocitat de mil milions d'estrelles a la nostra galàxia. Aquest projecte (missió de la ESA, llançat el 2013) permet provar la hipòtesi de la matèria fosca amb molta més profunditat, i si cal mesurar-ne la distribució espacial.

Els moviments dels satèl·lits llunyans de la nostra galàxia

Finalment, l'estudi del moviment d'objectes que no es troben al disc de la galàxia aporta informació addicional als anteriors. En particular, el moviment dels cúmuls globulars (conjunts de menys d'un milió d'estrelles lligades gravitacionalment, vegeu imatges a continuació) i galàxies nanes anomenades esferoïdals indica que l'halo de matèria fosca s'estén a una distància propera als 100.000 anys llum, mentre que el disc visible només s'estén al voltant d'uns 30.000 anys llum.

Clic per engrandir. Cúmul globular Messier M55.

Entre aquests conjunts d'estrelles que orbiten al voltant de la nostra galàxia, algunes presenten una propietat molt interessant: els efectes de marea que pateixen els fan perdre estrelles al llarg de la seva trajectòria. Així, la galàxia nana esferoide de Sagitari deixa enrere un rastre d'estrelles que permet recórrer la seva trajectòria passada. Trobem que aquesta galàxia va passar prop del centre de la nostra galàxia fa uns quants milers de milions d'anys, en una trajectòria Rosseta. Aquesta trajectòria proporciona informació valuosa sobre l'halo de matèria fosca de la nostra galàxia. D'una banda, confirma la presència d'aquest halo, i de l'altra, permet entendre millor la seva forma, en particular el seu aplanament.

Finalment, tingueu en compte que el rastre deixat per la galàxia nana també hauria de ser força ric en matèria fosca. Tanmateix, com que el nostre Sistema Solar es troba en aquesta estela, és possible que ens trobem en un lloc molt privilegiat per detectar directament la matèria fosca, en una mena de pluja local de matèria fosca.

Clic per engrandir. La galàxia nana Sagitari (esquerra) i el flux de matèria que l'acompanya (al mig, recreació artística). També veiem un corrent per a la galàxia nana Ca Major (a la dreta, representació d'una simulació numèrica). Crèdit: NASA, ESA, Hubble Heritage

Aquest tipus d'estudi es pot estendre a altres galàxies, mitjançant l'observació dels seus cúmuls globulars i les seves galàxies nanes, però també estudiant el moviment dels núvols d'hidrogen que les envolten, com en les figures següents:

Clic per engrandir. Núvols de gas HI (en blau a l'esquerra i en vermell a la dreta) pel Compact Array. Aquests núvols s'estenen molt més enllà de les galàxies. Crèdit: B. Koribalski (ATNF), S. Gordon (UQld) i K. Jones (UQld), B. Koribalski (ATNF) i J. Dickey (UMinn).

La velocitat de les estrelles a les galàxies el·líptiques

L'anàlisi de les velocitats en les galàxies el·líptiques revela el mateix problema que a les galàxies espirals: les velocitats són massa altes. Estudis força semblants als que hem presentat a les galàxies espirals es fan per estudiar la forma dels halos de matèria fosca. Per exemple, l'estudi dels moviments dels objectes dels quals les òrbites s'estenen molt cap als halos és crucial, es tracta principalment de cúmuls globulars i nebuloses planetàries.

Clic per engrandir. Galàxia el·líptica M87. Crèdit: CFH

Veure:

Capítol anterior: 4 La matèria fosca; la Cosmologia
Capítol següent: 6 La matèria fosca: Propietats de la matèria fosca (en preparació).

Ho he vist aquí.

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.