Carrers de núvols damunt del Mar d'Okhotsk

La Nasa va triar aquesta fotografia com a imatge del dia el passat 5 de desembre de 2017.

L'aire fred de la Rússia Oriental va crear formacions espectaculars de núvols sobre el Mar d'Okhotsk a finals de novembre de 2017. L'espectroradiòmetre d'imatges de resolució moderada (MODIS, per les sigles en anglès) a bord del satèl·lit Terra de la NASA va adquirir una imatge en color real de la impressionant escena el 25 de novembre.

Clic damunt la imatge per engrandir

 Crèdit de la imatge: Jeff Schmaltz, Equip de resposta ràpida de MODIS Land, NASA GSFC

La neu cobreix el terra de la Rússia oriental a l'oest d'aquesta imatge, amb un gran banc de núvols que cobreix la terra al nord-oest. Les llargues fileres paral·leles de cúmuls, coneguts com a carrers de núvols, sobrevolen l'àrea nevada i les aigües blaves del mar d'Okhotsk.

Aquests carrers de núvols són unes llargues bandes paral·leles formades per Cumulus alineats. Aquestes formacions nuvoloses es creen tot sovint quan bufa un vent molt fred sobre unes aigües amb major temperatura, mentre existeix una inversió tèrmica en una capa superior. L'aigua relativament calenta cedeix calor i humitat a l'aire fred que hi ha per sobre, i apareixen unes columnes d'aire calent ascendent, conegudes popularment com a tèrmiques, les quals, s'eleven a través de l'atmosfera.

La presència d'una capa d'aire més calent en un nivell superior, és clau per explicar la formació d'aquests carrers, ja que actua literalment com una tapa. Quan les columnes d'aire ascendent topen amb la capa d'inversió tèrmica, aquestes roden i provoquen una mena de bucle sobre si mateixes, tot creant uns cilindres paral·lels formats per aire en rotació. Gràcies a aquesta rotació, la humitat present a l'aire calent es refreda i es condensa, llavors apareixen uns núvols Cumulus amb el cim no gaire elevat i alineats de manera paral·lela als vents dominants.

Cal destacar que els carrers de núvols s'estenen al llarg de centenars de quilòmetres i perqué apareguin la temperatura superficial del mar ha de ser, com a mínim, uns 21 o 22° C superior a l'aire que hi ha per sobre.

L'EEI en trànsit davant de la Lluna

Aquesta ha estat la imatge del dia triada per la NASA avui, 4 de desembre de 2017.

Clic per engrandir

La silueta de l'Estació Espacial Internacional, amb una tripulació de sis tripulants a bord, es veu mentre transita per la Lluna a aproximadament cinc milles per segon, el dissabte 2 de desembre de 2017, a Manchester Township, comtat de York, Pennsilvània. A bord es troben: els astronautes de la NASA Joe Acaba, Mark Vande Hei i Randy Bresnik; els cosmonautes russos Alexander Misurkin i Sergey Ryanzansky; i l'astronauta de l'ESA Paolo Nespoli.

Crèdit de la imatge NASA / Joel Kowsky

Article original fent un clic aquí

Catàleg Charles Messier. Objecte M6

Descobert per Hodierna abans de 1654.

Burnham va descriure el cúmul obert Messier 6 com a "un grup encantador en el que la seva disposició suggereix la figura d'una papallona amb les ales obertes". Ake Wallenquist al 1959, va identificar al voltant de 80 membres del cúmul M6, dispersats sobre una regió d'aproximadament 54 arcmin de diàmetre. La porció principal del cúmul cobreix una àrea d'un diàmetre angular d'aproximadament 25'. Rohlfs et.al. estimen la distància de M6 a aproximadament 2000 anys llum, valor confirmat per Malles/Kreimer i l'Sky Catalogue 2000.0, però Burnham va informar que nous estudis han demostrat que a causa de l'efecte d'absorció, la distància real pot ser més petita, i cita valors que van dels 1300 als 1470 anys llum; Kenneth Glyn Jones sosté 1304. Archinal/Inés i WEBDA proposen valors més moderns: 1.585 i 1588 anys llum respectivament; nosaltres adoptem un valor aproximat de 1.600 anys llum en el present informe.

Donada aquesta distància, el diàmetre aparent d'aquest cúmul estel·lar de 25' correspon a una extensió lineal d'aproximadament 12 anys llum, amb extensions que cobreixen una àrea d'aproximadament 25 anys llum (Wallenquist's 54'). La densitat mitjana estimada és de 0,6 estrella per parsec cúbic. L'edat de M6 estimada és de 100 milions d'anys segons Burnham, 51 milions d'anys segons l'Sky Catalogue 2000.0, i 95 milions d'anys segons WEBDA.

Fonts modernes concorden a establir la brillantor visual total de M6 en aproximadament 4,2 magnituds, mentre que estimacions més antigues, realitzades per observadors del nord, van ser molt més febles, situant-lo en aproximadament 5,3 mag.

L'estrella més brillant del cúmul és l'estrella variable BM Scorpii= HD 160.371, un supergegant groga o taronja (tipus espectral K0-K3 lb), una variable semiregular de tipus SRD, amb una magnitud aparent que varia entre mag 5,5 i 7. La seva variabilitat fa que la magnitud total del cúmul variï notablement. Aquesta estrella es troba a l'extrem esquerre de quatre estrelles brillants que formen un notable quadrangle amb una forma aproximada d'un paral·lelogram a la nostra foto. Les estrelles més calentes són estrelles blaves de la seqüència principal de tipus espectral B4-B5. Burnham enumera les estrelles més brillants de M6 de la següent manera: 1. mag 6,17, tipus espectral K0-K3 (és BM Sco); 2. mag 6,76, B8; 3. mag 7,18, B5; 4. mag 7,26, B4; 5. mag 7,27, B8; 6. mag 7,88, B9. El contrast entre les estrelles gegants taronja i les blau brillants és obvi en les fotos color del cúmul.

clic a la imatge per engrandir

Trumpler va classificar M6 com II, 3, m, mentre que Sky Catalogue 2000.0 li assigna un tipus III, 2, p, Götz i Archinal/Hynes II, 3, r.

De tots els objectes Messier, M6 està situat a la menor distància angular del Centre Galàctic, que se situa en la constel·lació de Sagitari però molt a prop de la triple riba de constel·lacions formada per Sagitari, Escorpió i Ofiuco.

Burnham proposa que l'esment que fa Ptolomeu del seu veí, M7, podria incloure a M6, però en general el crèdit pel descobriment és atorgat a de Chéseaux, que va ser sense cap dubte el primer a reconèixer-lo com "un cúmul estel·lar molt fi". Segons Kenneth Glyn Jones, però, el primer a veure-ho va ser Hodierna que va comptar 18 estrelles, abans de 1654. Lacaille el va incloure al seu catàleg de 1751-1752 sota la denominació Lac III. 12, i finalment Charles Messier el va catalogar el 23 de maig de 1764.

Crèdit imatge: Sergio Eguivar. Buenos Aires Skies 

Veure article original fent un clic aquí.
Catàleg Objectes Messier

De calent a molt calent

NASA, imatge del dia, 1 de novembre de 2017

clic per engrandir

Aquesta seqüència d'imatges mostra el Sol des de la seva superfície fins a la seva atmosfera superior, totes preses gairebé al mateix temps el 27 d'octubre de 2017. La primera mostra la superfície del Sol en llum blanca filtrada; les altres set imatges van ser preses en diferents longituds d'ona de llum ultraviolada extrema. Recordeu que cada longitud d'ona revela trets una mica diferents. Es mostren en ordre de temperatura des de la primera a 6.000 graus centígrads de superfície, a uns 10 milions de graus centígrads a l'atmosfera superior. Sí, l'atmosfera exterior del Sol és molt més calenta que la superfície. Els científics estan cada vegada més a prop de resoldre els processos que generen aquest fenomen.

Crèdit de la imatge: NASA / GSFC / SDO (Observatori de la Dinàmica Solar)
Darrera actualització: 3 de novembre de 2017
Editor: Yvette Smith

Veure l'article original fent un clic aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M5

Descoberta en 1702 per Gottfried Kirch.

El cúmul globular M5 va ser vist primer per Gottfried Kirch i la seva dona Maria Margarethe el 5 de Maig de 1702, quan observaven un cometa, i ho van descriure com una "estrella nebulosa". Charles Messier la va trobar independentment el 23 de Maig de 1764 i la va descriure com una nebulosa rodona que "no conté cap estrella". William Herschel va ser el primer a definir aquest cúmul com estel·lar; va comptar 200 de les seves estrelles amb el seu reflector de 120 centímetres en 1791, "tot i que la meitat està tan comprimida que és impossible distingir-ne els components".

M5 mostra una elipticitat distintiva, allargada a un angle de posició de 50 graus (els angles de posició donen l'orientació d'una estructura en l'esfera celestial; són mesurats entre el Nord i la direcció considerada, en sentit contrari a les agulles del rellotge); es pensa que és un dels cúmuls globulars més antics, amb una edat computada de 13 000 milions d'anys. El seu diàmetre és d'uns 165 anys llum, fent d'ell un dels més grans cúmuls globulars. La seva distància, a 24.500 anys llum, aquest diàmetre és d'uns 23 minuts d'arc. Visualment apareix una mica més petita, sobre 10 o 12 minuts d'arc, i en les fotografies típiques, pot mesurar fins a 17 minuts d'arc (corresponents als 125 anys llum interiors del cúmul). La seva ràdio mareal, més enllà del qual les estrelles membres serien arrencades per les forces gravitacionals de marea de la Via Làctia, és de 28,4 minuts d'arc, o 202 anys llum, així que el cúmul domina gravitacionalment un volum esfèric d'uns 400 anys llum de diàmetre. Té un nucli central comprimit de 0,84 min. Angulars, o aproximadament 6 anys llum de diàmetre, i el seu radi de massa mitjana s'estima en 2,11', corresponent a un radi lineal de 15 anys llum.

El seu tipus espectral general es va estimar com F7. M5 s'està allunyant de nosaltres a uns 52 km/seg.M5 conté el considerable nombre de 105 estrelles variables conegudes. Les primeres variables en aquest cúmul van ser registrades per AA Common el 1890. Si Bailey (1899) va trobar 85 variables de període curt del tipus RR Lyrae (o variables de cúmul); 97 d'elles van ser conegudes al 1955, d'acord amb Kenneth Glyn Jones. Una de les altres variables és una nova nana, d'acord amb Cecilia Payne-Gaposhkin (ella també esmenta dos novas nanes més en els globulars M30 i NGC 6712).

La nostra imatge de M5 es va obtenir (i està sota copyright) per David Malin de l'Observatori Anglo Australià. Hi ha més informació d'aquesta imatge a la xarxa.

Es pot trobar més informació i interessants detalls de M5 a l'article de Leos Ondra "Messier 5 i els seus Variables". Gràcies a Leos per permetre incloure el seu article en aquesta pàgina!. Inclou, entre d'altres continguts interessants, un Diagrama de Color-Magnitud de M5.

Per trobar M5 fàcilment, localitzar primer l'estrella propera 5 Serpentis. Això es pot fer fàcilment trobant les estrelles 109 i 110 Virginis (de mag 3.72, esp A0 V i mag 4,4, esp K0 III respectivament) al sud-oest d'Arturo, que apunten cap a l'est al petit triangle de les estrelles, 4, 5 , i 6 Serpentis. M5 està al costat a 20' al NO de 5 Serpentis.

Sota molt bones condicions de visibilitat, M5 es pot albirar a simple vista. El cúmul globular és fàcilment visible com una petita taca boirosa en uns bons binoculars, i un definit "núvol" rodó en telescopis de 7,5 centímetres, més brillant cap al centre. Començant amb telescopis de 10 centímetres, les seves estrelles més brillants, de mag 12,2, només poden definir-se; formen patrons corbats que s'estenen des de la part central que a John Malles li va suggerir una aranya; una de les "potes" estenent lluny al sud, l'halo estenent-se a un diàmetre d'uns 10'. Telescopis més grans o fotografies revelen una vista espectacular amb milers d'estrelles, uns pocs buits menys poblats, i l'halo estenent-se fins uns 15' de diàmetre.

La brillant estrella doble propera 5 Serpentis va ser també catalogada com Struve 1930, i es compon dels components A, de mag. 5, groc pàl·lid, i B, de mag. 10, gris clar; angle de posició 37 graus, distància 11'' (com es va determinar en 1923). Aquesta estrella s'esmenta en la descripció de Messier (però no la caracteritza com a doble). També situada a prop, just sobre 40' al sud de l'estrella abril Serpentis esmentada a dalt, hi ha el feble i distant cúmul globular Palomar 5 de mag. 11,8 i 6,9'de diàmetre, sobre 75.000 anys llum allunyat-se de nosaltres. Cap a l'oest de M5 i cap a 110 Virginis hi ha una col·lecció de febles galàxies distants incloent les NGCs 5806, 5811,5813, 5814, 5831, 5838, 5839, 5845, 5846, 5846A, 5848, 5850, 5854, 5864, 5865, 5869 i 5887, de brillantors entre mag. 10,0 i 13,9, la majoria requereixen telescopis més grans.

Per veure l'article original fer un clic aquí.
Anar al catàleg d'objectes

Catàleg Charles Messier. Objecte M4

Descobert per Philippe Loys de Chéseaux al 1746.

M4 és un dels cúmuls globulars més propers del cel; d'acord amb resultats més nous (adoptats aquí de la base de dades de WE Harris), la seva distància és de potser només 7.200 anys llum, que pot ser la més petita per a un globular; l'únic competidor seriós és NGC6397 en la constel·lació meridional de l'Altar, amb tot, aquest sembla estar molt lleugerament més allunyat (7.500 anys llum). M4 pot ser detectat per l'ull nu en cels molt foscos (1,3 graus a l'oest d'Antares) i és prominent amb la més insignificant ajuda òptica.

Com un detall notori, M4 exhibeix una estructura central "barrada", ben visible en la nostra fotografia, alguna cosa des lleugerament baix a l'esquerra a lleugerament a dalt a la dreta; aquesta barra d'estrelles de 11a magnitud és al voltant de 2 ½ long en un angle de posició de 12 graus i va ser anotat primerament per William Herschel en 1783. Això pot ser que aquesta estructura causés que Harlow Shapely ho considerés allargat escassament el·líptic (0,9 en un angle de posició de 115 graus), una noció que no pot ser confirmada en modernes observacions o fotografies.

M4 seria un dels més esplèndids cúmuls globulars en el cel si no fos enfosquit per espessos núvols de matèria interestel·lar fosca. L'absorció interestel·lar també tenyeix de vermell el color de la llum provinent del cúmul, i li dóna un aspecte de tènue taronja o terrós en imatges en color. El seu diàmetre angular, vist en fotografies profundes, és d'aproximadament 36 minuts d'arc, més que el de la Lluna plena; això correspon a un diàmetre lineal de gairebé 75 anys llum. En típiques fotos apareix una mica més petit a gairebé 26', i visualment va ser estimat en 14 minuts d'arc. El seu radi de marea, determinat per la distància on forces de la marea gravitacional de la Galàxia Via Làctia causaria que les estrelles membres s'escapessin, s'estima en 32,49', o al voltant de 70 anys llum, de manera que aquest cúmul globular domina gravitacionalment un volum esfèric de 140 anys llum de diàmetre.

M4 és un dels globulars més oberts, o poc compactes, com la seva classificació en la classe de concentració IX ens indica. El seu comprimit nucli central va ser mesurat en 1,66' de diàmetre, o linealment 3,6 anys llum. El seu radi de massa mitjana és de 3,65' o al voltant de 8 anys llum, així la meitat de la massa del cúmul està concentrada en un volum esfèric interior de 16 anys llum de diàmetre. Està allunyant-se de nosaltres a 70,4 km/seg i conté almenys 43 variables conegudes. El seu tipus espectral ha estat determinat com F8, el seu índex de color ha estat mesurat com BV=1,03.

El cúmul globular M4 va ser descobert per De Chéseaux en 1745-46 i llistat per ell com Nº 19, i inclòs en el catàleg de Lacaille com Lacaille I.9. Charles Messier el va catalogar el 8 de Maig de 1764, i va ser el primer a resoldre, dins d'un cúmul de molt petites (i pàl·lides) estrelles; aquest és l'únic cúmul globular que va poder resoldre amb els seus modestos instruments, i d'aquesta forma el primer cúmul globular en ser resolt mai. Només al voltant de 20 anys més tard, William Herschel va poder resoldre tots els cúmuls globulars de Messier amb els seus grans telescopis.

El 1987, el primer púlsar de mil·lisegon va ser descobert en aquest cúmul globular. Aquest púlsar, 1821-1824, és un estel de neutrons girant (i pulsant) un cop cada 3 mil·lisegons, o més de 300 vegades per segon, la qual cosa és encara 10 vegades més ràpid que el púlsar del Cranc a M1. Un segon púlsar de mil·lisegon va ser trobat a M28 més tard aquell mateix any.

A l'agost de 1995, el Telescopi Espacial Hubble ha fotografiat estrelles nanes blanques a M4, les quals estan entre les més velles estrelles de la nostra galàxia, la Via Làctia. Al juliol de 2003, investigacions amb el Telescopi Espacial Hubble van conduir a la identificació d'un planeta orbitant a aquestes nanes blanques; elles formen un sistema triple amb un púlsar anomenat PSR B1620-26. Aquest planeta, d'una massa de 2,5 vegades la de Júpiter, és presumiblement gairebé tan antic com el cúmul globular M4, una xifra actualment estimada al voltant de 13 mil milions d'anys, o gairebé tres vegades l'edat del nostre sistema solar.

M4 pot trobar-se fàcilment ja que està només a 1,3 graus a l'oest de la brillant Antares (Alfa Scorpii, mag. 1,0, tipus espectral M1,5, escassament variable), just al sud de la línia cap a Sigma Scorpii (mag. 2,9v, classe espectral B2III). Un pegat rodó difús en binoculars, és una resplendor circular en un petit telescopi, i encara un de 120 centímetres resol les estrelles més brillants, que són d'al voltant de 10,8 de magnitud; la característica de barra esmentada dalt és evident, i les estrelles resoltes apareixen irregularment distribuïdes. Telescopis més grans mostren un halo d'estrelles al voltant de la porció brillant central del cúmul fins a un diàmetre de més de 16 minuts d'arc.

Pròxim (50'al ENE) i encara més proper a Antares (només 30'NW), el més pàl·lid cúmul globular NGC 6144 (mag. 10,4, 3,3'de diàmetre) pot trobar-se; per observar-lo, Antares s'ha d'excloure del camp visual de manera que no pugui brillar fora de aquest globular feble.

Per veure l'article original, fer un clic aquí
Anar al catàleg d'objectes

L'extraordinària imatge de la supergegant vermella Antares

Visible a l'estiu cap al sud, es reconeix per la seva tonalitat vermella, l'estrella Antares ha passat per un dels millors fotògrafs del món: el VLTI, que combina la lluminositat recollida per diversos telescopis gegants. El resultat és un retrat sense precedents, que ofereix una cartografia dels gasos que es mouen a la superfície. Aquesta és la primera imatge de qualitat per a una estrella que no sigui el Sol.

Què cal recordar:
 

Els moviments de gas a la superfície d'una estrella que no sigui el Sol s'han "mapejat" per primera vegada amb precisió, gràcies al VLTI. Es tracta d'Antares, una supergegant vermella, 12 vegades més massiva que el Sol i 700 vegades més gran. La turbulència de gas de baixa densitat es va detectar a distàncies més grans del centre de l'estrella del que s'esperava. No estan relacionats amb la convecció i el seu procés segueix sent desconegut.

Aquest estiu, probablement hagis vist Antares, que tremolava sobre l'horitzó meridional al principi de la nit. L' estrella, una de les més brillants del cel en aquesta època de l'any, té un color vermell-taronja que li ha valgut ser batejat en l'antiguitat, el "rival de Mart", on el seu nom es va fer amb anti i Ares, el nom grec de Mart.

Vegeu també: Quina és l'estrella més gran de l'univers?

Brilla en la constel·lació Escorpió, no gaire lluny (per a nosaltres) del centre de la Via Làctia. Però no per molt de temps. De fet, la supergegant vermella, unes 700 vegades més gran que el nostre Sol, s'està quedant sense vapor. Actualment és més gran que una altra famosa supergegant vermella, Betelgeuse, a Orion i 12 vegades més massiva. Durant la seva vida relativament curta, l'estrella hauria perdut l'equivalent a tres masses solars. Com més creix, menor serà la densitat de la seva superfície i més es refreda. En poc temps, a escala astronòmica, es convertirà en una supernova (pel col·lapse del nucli de l'estrella). Sens dubte, un dels propers espectacles que la humanitat podrà veure. 

Gràcies al VLTI, els astrònoms han realitzat aquesta magnífica imatge de la
supergegant vermella Antares. Aquesta és la imatge més detallada
d'una estrella que no sigui el Sol. Observeu els punts brillants. © ESO, K. Ohnaka

S'han detectat estranys moviments de gas a Antares

Per prendre el pols d'Antares i aprendre més sobre la seva condició i, en general, la disminució d'aquests monstres estel·lars, un equip d'astrònoms va poder aprofitar el potent interferòmetre del VLT (Very Large Telescope). Aquest instrument combina la llum dels telescopis gegants de l'Observatori del Monte Paranal a Xile, per crear un mirall virtual gegant d'uns 200 metres de diàmetre. Gràcies a ell, els astrònoms van poder fer una imatge i fins i tot mapejar en dues dimensions els moviments a la superfície d'Antares.

Com explica Keiichi Ohnaka, autor principal de l'estudi publicat a Nature (i publicat per l' ESO), "no s'ha entès el procés responsable de la ràpida pèrdua de la massa de les estrelles al final de la vida com Antares, durant més de mig segle". També, per intentar aclarir-ho, qui millor que el VLTI per fer-ho? "El VLTI és l'únic instrument que ens ha permès mesurar directament els moviments de gas dins de l'ambient estès d'Antares".  

Animació d'Antares; l'estrella més brillant de Escorpió i 700 vegades més gran
que el nostre Sol, i la turbulència de la seva superfície. © ESO, M. Kornmesser

Així, gràcies al VLTI i també a l'instrument Amber (Astronomical Multi-BEam combineR), l'equip va poder crear el primer mapa de les "bombolles" del gas a l'atmosfera d'una estrella que no sigui el Sol, i adquirir diferents imatges de la seva superfície "sobre una petita porció de l'espectre infraroig" , diu un comunicat de l'ESO. Aquestes dades proporcionen informació sobre la velocitat dels gasos mòbils, "un pas clau per resoldre aquest problema".

Els investigadors van descobrir l'existència de plomalls de gas de baixa densitat a distàncies més grans del que s'esperava des del centre de la supergegant vermella. Van ser capaços de determinar que aquestes turbulències no estan relacionades amb la convecció dins de l'estrella gegant. Així, de moment, el seu mecanisme continua sent un enigma. Per descomptat, per a Keiichi Ohnaka, "el següent repte és identificar la font d'aquests moviments turbulents". No hi ha dubte que les noves observacions ja estan planificades. Satisfet, conclou: "el nostre treball ofereix una nova dimensió a l'astrofísica estel·lar i obre una nova finestra per a l'estudi de les estrelles".  

Ho he vist aquí

Catàleg Charles Messier. Objecte M3

Descobert en 1764 per Charles Messier.

M3 (NGC 5272) és un dels més destacats cúmuls globulars, contenint aproximadament mig milió d'estrelles. A una distància d'uns 33.900 anys llum, està més lluny que el centre de la nostra Galàxia, la Via Làctia, però tot i així brilla a una magnitud de 6,2, mentre que la seva magnitud absoluta és de -8,93, corresponent a una lluminositat d'unes 300.000 vegades la del nostre sol. M3 és per tant visible a simple vista sota molt bones condicions, i un objecte superb amb una senzilla ajuda òptica. El seu diàmetre aparent de 18,0 minuts d'arc correspon a una extensió lineal d'uns 180 anys llum; Kenneth Glyn Jones esmenta una estimació de fins i tot 20 minuts d'arc a partir de plaques fotogràfiques de gran profunditat, corresponent a un diàmetre lineal d'uns 200 anys llum. Apareix una mica més petit en instruments d'aficionat, potser sobre 10 minuts d'arc. Però la seva ràdio mareal, passat el qual les estrelles que el componen es separarien per la força gravitatòria de marea de la Via Làctia, és encara més gran: al voltant de 38,19 minuts d'arc. Així, aquest cúmul domina gravitacionalment un volum esfèric de 760 anys llum de diàmetre.

A l'altre extrem, M3 té un nucli comprimit i dens que mesura 1,1' de diàmetre, o linealment, 11 anys llum, relativament gran per ser globular. El seu radi de massa mitjana és de 1,12', o uns 11,2 anys llum, de manera que la meitat de la massa d'aquest cúmul està continguda en un volum de només 22 anys llum de diàmetre.

Les estrelles més brillants del cúmul són de Mag. 12,7, mentre que les gegants de l'anomenada Branca Horitzontal són de Mag. 15,7, i les 25 estrelles més brillants tenen una brillantor mitjana de Mag. 14,23. L'edat del cúmul globular M3 ha estat estimada a partir del seu diagrama de color-magnitud en diverses ocasions; històricament, els valors més antics han estat assignats a 5.000 milions d'anys (Baade), 11,4 milers de milions d'anys (Woolf), 20 mil milions (Arp) i 26 mil milions (Sandage). Sandage (1954) va comptar 44.500 estrelles més brillants que de Mag. 22,5 en un radi de 8 min. d'arc. La massa total ha estat estimada en 245 000 masses solars (Sandage i Jonson). Helen Sawyer Hogg ha donat a M3 un tipus espectral global F2, i un índex de color de -0,05, força blau per a un globular, mentre que l'Sky Catalogue 2000 li dóna un tipus espectral F7, i WE Harris ho inclou com F6. El seu índex de color va ser determinat com BV=0,69. Aquest eixam estel·lar se'ns està aproximant a 147,6 km/seg.

El cúmul globular M3 és extremadament ric en estrelles variables: D'acord amb B. Madore (Cúmuls Globulars Hanes/Madore, 1978) han estat trobades 212 variables, 186 períodes han estat determinats, més que en qualsevol altre cúmul globular en la nostra Via Làctia (i per tant el major mai observat); es van descobrir almenys 170 variables RR Lyrae (de vegades cridades variables de cúmul). Aquestes estrelles han servit com a 'candeles estàndard' per determinar la distància del cúmul. La primera estrella variable va ser descoberta per EC Pickering en 1889, les següents 87 van ser trobades per SI Bailey en 1895.

M3 conté un nombre relativament gran de les anomenades Endarrerides Blaves (Blue Stragglers), estrelles de seqüència principal blava que semblen ser bastant joves, molt més joves del que la resta de la població del cúmul suggeriria. Aquestes van ser descobertes primer per Alan Sandage (1953) en plaques fotogràfiques preses amb el telescopi Hale de 200 polzades a Monte Palomar. Un misteri durant molt de temps, es pensa ara que aquestes estrelles han patit canvis dramàtics en les interaccions estel·lars, perdent les seves capes externes més fredes en trobades properes, que ocorren ocasionalment quan les estrelles travessen les denses regions centrals dels cúmuls globulars.

Aquest cúmul va ser el primer descobriment 'original' de Charles Messier quan el va registrar el 3 de maig de 1764. En aquesta època, era l'objecte nº 73 del cel profund mai observat per l'ull humà (i amb aparells), encara que per aquella època, era només l'objecte nebulós nº 56 conegut, ja que 17 objectes havien estat oblidats de nou, d'acord a les fonts i coneixement actual d'aquest autor (veure la Taula de Descobriments d'objectes del Cel Profund). Aparentment també va ser aquest el descobriment que amb el temps va motivar a Charles Messier a començar una recerca sistemàtica d'aquests objectes semblants a cometes, i no només catalogar troballes casuals com en els casos previs de M1 i M2, com es demostra pel fet que en 1764, va trobar i va mesurar tots els objectes de M3 a M40.

Quan l'últim objecte del catàleg, M107, un cúmul globular en Ophiuchus, va ser descobert per l'amic de Messier Pierre Méchain en 1782, 18 anys més tard, un total d'almenys 140 objectes eren coneguts, més del doble del nombre, i 110 d'ells descrits per Messier (que va descobrir 42 o 43) i Méchain (27 o 28) el dubte en el compte és resultat de les dubtoses circumstàncies concernents al descobriment de M102.

M3 va ser definida com a estrella i reconeguda com a cúmul per primera vegada per William Herschel al voltant de 1784.

Per trobar M3, n'hi ha prou en perllongar la línia des de Gamma Comae Berenices, a prop del Cúmul Comae Berenices fins Beta Comae uns 2/3 i mirar lleugerament al nord per tenir a M3 al camp de baixa potència: està a uns 6 graus al nor-noreste de Beta Comae.

Mentre que M3 és visible a simple vista només sota molt bones condicions i roman just sobre el límit de visibilitat sota condicions més normals, es pot veure fàcilment amb un petit instrument. En binoculars, apareix com una taca vaporosa, boirosa. Un 10 centímetres mostra el seu brillant nucli compacte dins d'una resplendor rodona clapejada, granulós, que es dissol lenta i uniformement cap a les vores exteriors; No defineix el cúmul, sinó que mostra només algunes de les estrelles més brillants sota bones condicions. Un 15 centímetres resol sobre els dos terços de les exteriors en estrelles febles sobre una resplendor de fons format pels membres més febles no resolts del cúmul. Un 20 centímetres mostra estrelles al llarg del cúmul menys molt a prop del nucli, que es defineix en estrelles amb telescopis més grans (sobre 30 centímetres).

Veure l'article original fent un clic aquí
Anar al catàleg d'objectes

Quina és l'estrella més gran de l'univers?

La mida d'algunes estrelles de l'univers és impressionant en comparació amb la mida modesta del Sol. La massa d'altres estrelles també és sorprenent (una gran estrella no és necessàriament molt massiva i viceversa). Aquests són els casos més notables coneguts pels astrònoms.

Hi ha tantes estrelles a l'univers que és impossible conèixer-les totes. A més, ni tan sols sabem exactament quantes n'hi ha a la nostra galàxia. Per als astrònoms, es tracta més d'avaluar la seva massa prenent com a referència la del Sol: 1.98892 x 10³⁰ kg, és a dir, 333.000 vegades la de la Terra o 1.048 vegades la de Júpiter. Per exemple, la Via Làctia té una massa estimada d'unes 240 mil milions de vegades la del Sol.

De tipus nana groga, el Sol és una estrella amb dimensions relativament modestes. El seu diàmetre és de 1.392 milions de quilòmetres, que és 109 vegades el de la Terra. Aproximadament 1,3 milions de planetes semblants als nostres per omplir completament. Finalment, tingueu en compte que la nostra estrella només representa el 99,86% de la massa total del Sistema Solar.

Pel que fa a les estrelles, n'hi ha dos tipus de gegants: gegants i massives. 

Comparació de la mida del Sol amb la d'UY Scuti, la estrella més famosa.
© Philip Park, Wikimedia Commons, CC by-sa 3.0

 VY Canis Majoris o UY Scuti: quina és l'estrella més gran?

No fa molt de temps, va ser VY Canis Majoris qui va mantenir el rècord. La mida d'aquesta estrella, situada a la nostra galàxia, a uns 5.000 anys llum de distància de la Terra, cap a la constel·lació del Canis Majoris, ha estat revisada a la baixa: entre 1.420 i 1.540 vegades la del Sol, tot plegat gairebé 2 mil milions de km de diàmetre, 13 vegades la distància entre la Terra i el Sol.

VY Canis Majoris va ser destronada per una altra supergegant vermella: UY Scuti (9.500 anys llum de distància de la constel·lació de l'escut de Sobieski); 1.700 vegades més gran que el Sol, podria estendre's a Saturn si la col·loquem al centre del Sistema Solar! 

Mu Cephei o Erakis, "L'estel granat"

Aproximadament 1.200 vegades més gran que el Sol, Mu Cephei o Erakis -sobrenomenada "L'estel granat" per William Herschel- és famosa per ser visible en aquest color i sense instruments, dins de la constel·lació de Cepheus, al voltant d'uns 5.200 anys-llum de distància.

En qualsevol cas, la seva mida desproporcionada és sinònim de disminució. El seu color certifica la seva superfície en refredament. 

Aquest vídeo compara objectes, humans i petits objectes estel·lars, fins als més grans (diferents estrelles conegudes). Crèdit: Harry Evett, YouTube

Eta Carinae i les estrelles del grup R136, estrelles molt massives

Encara que més petites, les estrelles massives impressionen amb el seu ardor i vigor. Un dels casos extrems més famosos de la nostra galàxia és Eta Carinae, a 7.500 anys llum de la Terra; 120 vegades més massiva que el Sol per 250 vegades la seva grandària, aquesta estrella és un milió de vegades més brillant que la nostra estrella. Probablement era encara més massiva en la seva joventut, però a mesura que envelleix, segueix perdent pes: unes 500 masses de terra per any. No està lluny d'explotar ara, el que promet un espectacle celestial extraordinari en un futur relativament proper.

Fins i tot més colossals són els del cúmul R136, a la nebulosa de Tarántula de la galàxia nana del Gran Núvol de Magallanes, a uns 170.000 anys llum de la Terra. Nou d'aquestes joves estrelles tenen una massa 100 vegades més gran que les del Sol. Juntes, són 30 milions de vegades més brillants que aquest últim! Amb 250 vegades la massa del Sol, R136a1 és, amb diferència, l'estrella més massiva coneguda. Actualment, brilla fins a 10 milions de sols! Els astrònoms es pregunten sobre els processos que podrien haver generat aquest gegantisme, perquè els límits teòrics són 150 masses solars.  

Article original, clic aquí

Catàleg Charles Messier. Objecte M2

 

Descobert per Jean-Dominique Maraldi en 1746.

M2 té un diàmetre d'uns 175 anys llum, conté unes 150 000 estrelles i és un dels més rics i compactes cúmuls globulars, com indica la seva classificació en la classe de densitat II. Aquest cúmul és de notable el·lipticitat (el·lipticitat 9, o forma E1), com es pot veure en la nostra fotografia; està estesa en un angle de posició de 135 graus. A uns 37.500 anys llum (d'acord amb la base de dades de WE Harris ), se situa força més enllà del Centre Galàctic. Visualment és d'una magnitud aparent de 6,5 i d'uns 6 a 8 minuts d'arc de diàmetre, amb una brillant regió central comprimida d'uns 5'. A les fotografies estàndards es pot estendre fins als 12,9 minuts d'arc, i les fotografies detallades revelen que s'estén fins a un diàmetre de 16,0 minuts d'arc.

Com la majoria dels cúmuls globulars, la part central de M2 està bastant comprimida. El dens nucli central de M2 és de només 0,34 minuts d'arc o uns 20 segons d'arc de diàmetre, corresponent a un diàmetre de 3,7 anys llum. La seva Ràdio de massa mitjana és de 0,93 minuts d'arc (56 segons d'arc, o 10 anys llum linealment). A l'altre extrem, el seu radi mareal és gran: 21,45 minuts d'arc, corresponent a un radi de 233 anys llum més enllà del qual les estrelles escaparien a causa de les forces de marea gravitatòries de la Via Làctia.

Les estrelles més brillants de M2 són gegants vermelles i grogues de magnitud 13,1, mentre que les estrelles de la seva branca horitzontal tenen una brillantor aparent de 16,1. El tipus espectral global del cúmul ha estat assignat a F0, el seu índex de color a -0,06; valors moderns assignen un tipus espectral F4, i BV = 0,66.

Del seu diagrama de color-magnitud, Halton Arp (1962) ha deduït l'edat de M2 en uns 13.000 milions d'anys i aproximadament la mateixa que els cúmuls globulars M3 i M5.

De les seves 21 variables conegudes, les dues primeres han estat descobertes per Bailey en 1895 (Pickering and Bailley 1895), i un total de 8 fins a 1897. La majoria d'elles són també anomenades 'variables de cúmul' del tipus de RR Lyrae, amb períodes curts de menys d'un dia. Tres d'elles, però, són Cefeides 'clàssiques' del tipus II (estrelles W Virginis) amb períodes de 15,57, 17,55 i 19,30 dies respectivament, i una brillantor visual aparent de magnitud aproximada 13. Aquestes estrelles han estat estudiades per HC Arp (1955) i G. Wallerstein (1970). Una variable és un estel RV Tauri la magnitud aparent varia entre 12,5 i 14,0 amb un període de 69,09 dies; aquest estel té alternances mínimes entre profunda i succinta, i va ser descoberta en 1897 per l'aficionat francès A. Chèvremont. Se situa en la vora occidental del cúmul, lleugerament cap al nord.

M2 havia estat descoberta per Maraldi l'11 de setembre de 1746; Charles Messier independentment la va redescobrir i va catalogar exactament 14 anys després, l'11 de setembre de 1760 com una 'nebulosa sense estrelles'. William Herschel va ser el primer que va definir les seves estrelles.

M2 es troba fàcilment des Alfa i Beta Aquarii, així com Epsilon Pegasi. Està 5 graus al nord de Beta Aquarii, en la mateixa declinació que Alfa Aquarii.

Amb la seva magnitud visual de 6,5, M2 és un objecte difícil per a l'observació a simple vista (no visible sota condicions 'mitges'), però és un objectiu fàcil per a instruments òptics lleugers com binocles o ulleres d'òpera, en particular per que està situat en un camp poc estrellat. Un telescopi de 4 polzades lliure d'obstrucció (refractor o Schiefspiegler*) no resol aquest cúmul, sinó que mostra només algunes de les seves estrelles més brillants disseminades sobre la imatge nebulosa de fons causada per les estrelles no definides. Observant amb el seu refractor de 10 centímetres, John Malles detecta un corbat solc fosc que travessa la cantonada nord-occidental del cúmul, que també es pot veure a les fotografies. Amb un 20 centímetres, aquest cúmul globular es defineix parcialment en estrelles, fins i tot al centre amb bones condicions de visibilitat. Es necessiten telescopis més grans, de 25 centímetres i més, per definir completament aquest cúmul. Un solc fosc peculiar creua la vora nord-occidental del cúmul, una idea del qual s'aprecia en la nostra imatge; telescopis més grans (de 40 centímetres endavant) mostren unes altres diverses estructures o regions més fosques, menys prominents.

*Schiefspiegler: telescopi Kutter de mirall oblic.

Article original en anglès.
Anar al catàleg d'objectes