Un fosc i tempestuós Júpiter

Aquesta imatge captura la intensitat dels raigs i vòrtex al Cinturó Nord Nord Temperat de Júpiter.

clic per engrandir

La nau espacial Juno de la NASA va prendre aquesta imatge augmentada en color a les 10:31 p.m. PDT el 23 de maig de 2018 (01:31 a.m. EDT el 24 de maig), mentre Juno realitzava el seu 13è acostament a Júpiter. En aquest moment, la nau estava a uns 7.900 quilòmetres (4.900 milles) dels cims dels núvols del planeta gegant gasós a una latitud nord d'uns 41 graus. La vista està orientada amb el sud de Júpiter cap amunt a l'esquerra i el nord cap a baix a la dreta.

El Cinturó Nord Nord Temperat és la banda prominent de color vermellós-ataronjat a l'esquerra del centre. Gira en la mateixa direcció que el planeta i és predominantment ciclònica, el que a l'hemisferi nord vol dir que les seves característiques giren en sentit contrari a les agulles del rellotge. Dins del cinturó hi ha dos anticiclons de color gris. 

A l'esquerra del cinturó hi ha una banda més brillant (la Zona Nord Temperada) amb núvols alts el relleu vertical es veu accentuat pel baix angle de llum solar prop del punt de llum/foscor. Aquests núvols probablement estan fets de vidres d'amoníac i gel, o possiblement una combinació de gel d'amoníac i aigua. Tot i que la regió en el seu conjunt sembla caòtica, hi ha un patró alternat de trets rotatoris de colors més clars en els costats nord i sud de la zona.

Patró de núvols a Júpiter. Llegenda:1= Regió Polar Nord, 2=Banda Temperada Nord Nord; 3=Banda Temperada Nord; 4=Banda Equatorial Nord; 5=Zona Equatorial; 6=Banda Equatorial Sud; 7=Banda Temperada Sud; 8=Banda Temperada Sud Sud; 9=Regió Polar Sud; 10=Gran Taca Vermella. Feu clic per engrandir.

Crèdit imatge: Basquetteur (adapted from File:Jupiter Belt System).

Basant-se en observacions infraroges fetes al mateix temps per l'experiment Hiram de Juno i observacions de suport basades en la Terra, els científics pensen que les regions fosques a gran escala són llocs on els núvols són més profunds,. Aquestes observacions mostren emissions tèrmiques més càlides i, per tant, més profundes d'aquestes regions.

A la dreta de la brillant zona, i més al nord del planeta, la cridanera estructura de bandes de Júpiter es torna menys evident i es pot veure una regió de ciclons individuals, intercalats amb anticiclons més petits i foscos.

El científic Kevin M. Gill va crear aquesta imatge utilitzant dades del generador d'imatges JunoCam de la nau espacial.

Les imatges sense processar de JunoCam estan disponibles perquè el públic les examini i processi en productes d'imatge en:

www.missionjuno.swri.edu/junocam

Més informació sobre Juno a:

https://www.nasa.gov/juno i http://missionjuno.swri.edu

Crèdits de la imatge: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Kevin M. Gill

 

Article original

 

Catàleg Charles Messier. Objecte M14

Descoberta per Charles Messier en 1764.

M14 és un eixam d'estrelles de forma lleugerament elítpica, d'uns 100 anys llum de llargaria i a uns 30.000 anys llum de distància; mesuraments anteriors han donat valors entre els 64.000 (Shapley) i 23.000 (Malles / Kreimer) als 24.000 anys llum (Glyn Jones, Kinman, Becvar); l'Sky Catalogue 2000 proposava 38.000 anys llum. Shapley li va assignar una elipticitat de 9, estesa en un angle de posició 110º. Mentre que el seu brillant cos principal cobreix només uns 3 minuts d'arc en diàmetre angular, les zones exteriors del cúmul arriben a un diàmetre aparent total de 11,7 min d'arc. Té manca d'una condensació central densa (Burnham), com ho indica la seva classificació (tipus de concentració VIII). La seva brillantor de magnitud aparent 7,6 es correspon amb una magnitud absoluta de -9,12, o amb una lluminositat 400.000 vegades la del nostre Sol -així, mentre que a causa del seu major distància és aparentment més tènue que els altres dos grans cúmuls de la Serpentari (Ophiuchus), M10 i M12, i és intrínsecament molt més lluminós que ells.

Les estrelles més brillants de M14 són d'una magnitud aparent de 14, i les seves estrelles gegants de la branca horitzontal tenen magnitud 17,2. Helen B. Sawyer Hogg dóna una magnitud mitjana per a les estrelles més brillants de 15,44 i el seu tipus espectral global com G0, encara que determinacions més modernes l'han deixat en F4. Un diagrama magnitud-color (o Hertzsprung-Russell) d'aquest cúmul es pot trobar a Smith Kogan et al. (1974).

M14 conté la quantitat, considerablement gran, de més de 70 variables, moltes d'elles estrelles W Virginis (Cefeides de població II; Demers and Wehlau, 1971).

El 1938, va aparèixer una nova a M14 que, malgrat tot, no va ser descoberta fins al 1964 quan Amelia Wehlau, de la Universitat d'Ontario Occidental, va revisar una col·lecció de plaques fotogràfiques preses per Helen Sawyer Hogg entre 1932 i 1963 (Hogg and Wehlau, 1964 ). Aquesta nova era visible en 8 plaques, preses entre el 21 i el 28 de juny de 1938, com un estel de magnitud 16 -en ser tan tènue s'explica, almenys en part, per què no va ser descoberta abans. La sra. Hogg ha estimat que això es correspon a una magnitud absoluta de -1,5 (una revisió moderna concedeix -0,7), però es creu que en el seu màxim, hauria d'haver tingut una brillantor de magnitud 9,2, o una magnitud absoluta de -7,5 (revisió moderna), gairebé 5 magnituds més brillant que els membres més brillants del cúmul! Va ser la segona nova coneguda en un cúmul globular després de la de 1860 a M80, T Scorpii, i la primera fotografiada. El 1983, es va intentar buscar un romanent de la Nova amb el telescopi de 4 m del CTIO (Observatori Interamericà de Cerro Tololo, Xile [Cerro Tololo Inter-american Observatory]) i el Telescopi Anglo-Australià de 3,9 m (Shara et al. 1986). El 1991, els astrònoms van utilitzar el telescopi espacial Hubble per observar el camp al voltant d'aquesta nova a M14, però no van poder trobar l'estrella o les restes d'una nebulosa (Margon et al. 1991).

El 1997, es va descobrir un estel carbonada (una estrella amb intenses línies de carboni en el seu espectre) a M14 (Cote et al., 1997); aquesta estrella probablement ha perdut les seves capes exteriors en trobades propers amb altres membres del cúmul ja que el que era el seu nucli enriquit en carboni és ara la seva superfície.

El cúmul globular M14 és un dels descobriments originals de Charles Messier qui el va catalogar l'1 de juny de 1764 i el va descriure com una nebulosa rodona sense estrelles. El primer que va distingir les estrelles va ser William Herschel el 1783.

Crèdit imatge: Blue Mountain Vista Observatory New Ringgold PA

El cúmul globular M14 va ser la primera imatge CCD que es va prendre, segons l'anunci de TheSky.

M14 està una mica aïllada, o distant d'estrelles més brillants. Potser és més fàcil trobar-la des M10 : Anar 0,8º al nord i 10º a l'est des d'aquest cúmul. També és a 0,4º al nord, però a uns 21º a l'est de Delta Ophiuchi, o lleugerament a l'est i a un terç de la línia que va de Beta a Eta Ophiuchi. Està també a 2ºN, 3ºE de l'estrella de magnitud 4,5, 47 Ophiuchi (HR 6493), que està a 1ºS, 7ºE de M10. Delta o 1 Ophiuchi, anomenada Yed Prior, és una múltiple d'una magnitud de 2,7 i un espectre primari M1 III, a uns 160 anys llum de distància. Beta o 60 Ophiuchi, anomenada Cheleb (o Cebalrai, o Kelb Altai) és una geganta taronja de tipus espectral K1 III o K2 III i magnitud 2,9, a una distància d'uns 125 anys llum. Eta o 35 Ophiuchi (Sabik) és una binària de dues estrelles A2, magnitud 3,2 i 3,5, amb un període orbital d'uns 85 anys, separades 0,4" -0,6" i a uns 70 anys llum de distància.

A causa de la seva considerable distància i de la conseqüent debilitat de les seves estrelles, M14 no és tan fàcil de resoldre com els cúmuls globulars més propers. En telescopis petits, apareix més com una galàxia el·líptica a primer cop d'ull, perdent lluminositat bastant ràpid des del seu boirós, brillant i gairebé rodó disc central cap a les vores.

Es pot apreciar alguna granulositat amb telescopis de 4 polzades (uns 10 cm) en bones condicions d'observació. Un telescopi de 8 polzades (uns 20 cm) pot mostrar una mica de resolució i alguna textura amb gra, i només telescopis més grans poden resoldre almenys les seves zones exteriors.

A prop i a l'est de la ja esmentada 47 Ophiuchi (HR 6493) hi ha el tènue (magnitud 9,2) cúmul globular NGC 6366, a 2ºS i 2,5ºO de M14.

Veure l'article original

Índex del catàleg Messier del bloc

Els astrònoms detecten la llum de les primeres estrelles de l'Univers

Les sorpreses en el senyal de l'alba còsmic també al·ludeixen a la presència de matèria fosca.

Un radiotelescopi a Austràlia Occidental ha detectat un signe de la llum de les primeres estrelles de l'Univers.

Els astrònoms han detectat per primera vegada senyals de llum llargament buscades de les primeres estrelles que es van formar a l'Univers, al voltant de 180 milions d'anys després del Big Bang.

El senyal és una empremta dactilar deixada en la radiació de fons per l'hidrogen que va absorbir part d'aquesta llum primordial. L'evidència suggereix que el gas que componia l'Univers primitiu era més fred del que es va predir. Això, diuen els físics, és un possible signe de la influència de la matèria fosca. Si es confirma, el descobriment podria marcar la primera vegada que la matèria fosca ha estat detectada a través d'alguna cosa més que els seus efectes gravitacionals.

"Aquesta és la primera vegada que veiem un senyal d'aquest començament de l'Univers, a part de la resplendor del Big Bang", diu Judd Bowman, astrònom de la Universitat Estatal d'Arizona a Tempe, que va dirigir l'obra, que es va publicar en Nature1 el 28 de febrer. "Si és cert, aquesta és una notícia important", diu Saleem Zaroubi, cosmòleg de la Universitat de Groningen, als Països Baixos. Altres equips hauran de confirmar el senyal però, fins ara, la troballa sembla ser sòlida, diu. "És una cosa molt emocionant. Aquest és un període en la història de l'Univers del que sabem molt poc".

Espurnes d'estrelles

Els físics creuen que el Big Bang, fa 13.800 milions d'anys, va generar un plasma ionitzat que es refreda ràpidament a mesura que l'Univers s'expandeix. Després d'uns 370.000 anys, aquesta sopa començar a formar àtoms neutres d'hidrogen. Amb el pas del temps -i sota la influència de la gravetat- aquests es van aglutinar formant estrelles que es van encendre. Aquesta transició es coneix com l'alba còsmica.

La llum d'aquestes estrelles ara seria tan feble que la seva detecció amb telescopis basats en la Terra és gairebé impossible. Però els astrònoms han esperat durant molt de temps veure-ho indirectament: la llum hauria canviat subtilment el comportament de l'hidrogen que una vegada va omplir l'espai entre les estrelles. Aquest canvi hauria permès que el gas hidrogen absorbís la radiació de fons de microones (CMB) -la brillantor posterior del Big Bang- a una longitud d'ona característica de 21 centímetres, el que deixa una immersió en la intensitat del CMB.

Per buscar la senyal, l'equip va utilitzar un radiotelescopi anomenat Experiment to Detect the Global Epoch of Reionization Signature "Edges" (Experiment per detectar la signatura global de l'època de la reionització), amb seu al Murchison Ràdio-astronomy Observatory a Austràlia Occidental. A causa de que la nostra pròpia galàxia i la ràdio FM generada per l'home generen ones en la mateixa banda que el senyal, detectar la immersió significava filtrar acuradament aquestes fonts més poderoses. Però Bowman i els seus col·legues aviat van trobar el senyal pronosticada en la freqüència que esperaven. I tot i ser una insignificant caiguda de 0.1% en la radiació, encara era el doble de la magnitud pronosticada. La troballa va ser tan severa que els investigadors van passar dos anys per comprovar que no provenia d'un efecte instrumental o soroll. Fins i tot van construir una segona antena i van apuntar els seus instruments a diferents trossos de cel en diferents moments. Després de dos anys, vam passar totes aquestes proves i no vam poder trobar una explicació alternativa", diu Bowman."En aquell moment, vam començar a sentir emoció".

La radiació d'aquest període arriba estirada per l'expansió de l'Univers, significant que la banda a la qual es va trobar el senyal revela la seva edat. Això va permetre a l'equip a la data del darrer inici de l'alba còsmic a 180 milions d'anys després del Big Bang. La desaparició del senyal revela una segona fita: quan els raigs X més energètics de les primeres estrelles mortes van elevar la temperatura del gas i van apagar el senyal. L'equip de Bowman situa aquesta, al voltant de 250 milions d'anys després del Big Bang.

Comprendre aquestes estrelles primordials és important no només perquè van modelar la matèria al seu voltant, sinó també perquè les seves explosives morts van crear la sopa d'elements més pesats, com el carboni i l'oxigen, dels quals posteriorment es van formar les estrelles, diu Bowman. "Si realment volem entendre l'escala còsmica dels nostres orígens, aquest és un pas crític per entendre-ho", diu.

Bressol còsmic

"Mentre que el senyal va aparèixer en una freqüència esperada, la seva força va ser totalment inesperada", diu Rennan Barkana, cosmòleg de la Universitat de Tel Aviv a Israel. "Em vaig quedar bastant sorprès", diu Barkana, que ha publicat un segon article relacionat amb Nature2, on diu que la força suggereix que hi va haver més radiació de la que s'esperava a l'alba còsmica, o que el gas era més fred del previst. Tots dos serien "molt estranys i inesperats", diu.

L'única explicació que té sentit per Barkana és que el gas va ser refredat per alguna cosa. Això apunta a la matèria fosca, diu, que les teories suggereixen que hauria d'haver estat freda a l'alba còsmic. Els resultats també suggereixen que la matèria fosca hauria de ser més clara del que la teoria dominant indica, diu Barkana. Això podria ajudar a explicar per què els físics no han pogut observar directament la matèria fosca, en experiments que s'han estès durant dècades. Si això és cert, hem de dissenyar nous tipus d'experiments per veure-ho, afegeix.

Clic a les imatges per engrandir

Per ara, el senyal de l'alba còsmica és una temptativa. Però altres experiments estan alineats per investigar-ho. La majoria dels radio-astrònoms havien estat buscant altres senyals d'hidrogen d'un període posterior en la història de l'Univers. Un d'aquests experiments de desenvolupament, el Hydrogen Epoch of Reionization Array, un projecte internacional de radiotelescopi basat en el desert de Karoo, Sud-àfrica, està sent adaptat per detectar senyals en les longituds d'ona explorades per l'equip de Bowman. S'espera que pugui repetir els seus resultats en els propers anys.

Altres experiments, com LOFAR (Low-Frequency Array), un gran sistema d'antenes de ràdio repartides per cinc països europeus, haurien de ser capaços de fer un pas més enllà i mapejar com fluctua la intensitat del senyal a través del cel. I si la causa del senyal fort és la matèria fosca, hauria de ser visible com un patró distintiu. "Estem ansiosos per un altre instrument per a confirmar-ho", diu Bowman.

Hem estat tractant d'estudiar el període en què les estrelles es van formar per primera vegada durant 35 anys, diu Martha Haynes, astrònoma de la Universitat de Cornell a Ithaca, Nova York. "Estic emocionada de pensar que finalment hem detectat el senyal buscat durant tant de temps.

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M13

Descobert per Edmond Halley el 1714.

El M13, també anomenat "el gran cúmul globular d'Hèrcules", és un dels més importants i millor coneguts cúmuls de l'hemisferi nord celeste. Va ser descobert el 1714 per Edmond Halley, que va apuntar que "es mostra a simple vista quan el cel està clar i la Lluna absent". Segons Charles Messier, que el va catalogar l'1 de juny de 1764, John Bevis també ho esmenta en el seu Atlas Celeste "anglès".

Vist a una distància de 25.100 anys-llum, el seu diàmetre angular de 20 minuts correspon a un diàmetre de 145 anys-llum, a primera vista potser té 13 minuts de llarg. Està format per aproximadament 100.000 estrelles. Timothy Ferris arriba a afirmar en el seu llibre Galàxies que en té "més d'un milió". Al centre del cúmul les estrelles estan unes 500 vegades més concentrades que en les rodalies del Sistema Solar. Sandage ha determinat que l'edat de M13 és de 24.000 milions d'anys, mentre que Arp la va estimar el 1960 en 17.000 milions d'anys. Aquest últim va modificar en 1962 la seva estimació, deixant-la en 14.000 milions d'anys (pres de Kenneth Glyn Jones)

Segons Kenneth Glyn Jones, M13 és peculiar per contenir una estrella blava jove, Barnard Nº 29, del tipus espectral B2. La pertinença d'aquesta estrella a M13 ha estat confirmada per la mesura de la velocitat radial, i és estrany que un cúmul tan antic tingui una estrella com aquesta. Podria tractar-se d'una estrella capturada.

Els observadors adverteixen de 4 regions en què, segons sembla, escassegen les estrelles (p. e. Mallas). En algunes fotos es poden veure indicis d'aquestes regions.

El cúmul globular M13 va ser triat el 1974 com a objectiu per a un dels primers missatges de ràdio destinats a possibles civilitzacions extraterrestres, que van ser enviats des del gran radiotelescopi de l'Observatori d'Arecibo.

Molt a prop, a 40 minuts d'arc al nord-est de M13 està la feble (mag 11) galàxia MGC 6207, que és visible en moltes fotografies de mida gran i mitjà del cúmul M13, (p.e. a sota en la imatge de DSSM). En aquesta galàxia s'ha donat recentment un cas de supernova de tipus II (SN 2004a).

 

 Crèdit de la imatge Bill Arnett

Per veure l'article original clic aquí 

Índex del catàleg Messier del bloc

 

Els 10 pitjors nius de gèrmens de la casa

Des de l'esponja de la cuina fins al raspall de dents o al comandament a distància del televisor, el lloc més brut de la casa no és necessàriament el que normalment pensem. I per conèixer-ho aquests són els deu objectes més coneguts per albergar microorganismes de tot tipus.

El bany el lloc més brut de la casa? No necessàriament. La cuina, el bany i l'oficina també poden allotjar molts microorganismes. Hem seleccionat deu objectes que han estat examinats pels científics perquè són rics en microbis. 

L'esponja de la cuina
El 2017, un estudi publicat en Scientific Reports va analitzar la microbiota en esponges de cuina i va trobar quantitats significatives de bacteris Acinetobacter, Moraxella i Chryseobacterium. Els investigadors suggereixen que les esponges de cuina s'han de canviar regularment, amb una freqüència d'un cop a la setmana.

La nevera
El 2013, un estudi va buscar quins eren els llocs de la cuina que tenien més gèrmens. Pel davant dels estris de cuina, la nevera apareix com el niu principal de microbis, amb els seus compartiments de fruites i verdures o carns. La seva neteja és essencial perquè els microorganismes de la nevera poden contaminar els aliments i conduir-nos a l'enverinament alimentari.

El bany
El 2011, els microbiòlegs de la NSF, l'agència de salut pública nord-americana, van estudiar gèrmens que es van trobar a 22 famílies. Sovint els participants pensaven que el bany era el lloc més arriscat quan, de fet, ho era més aviat la cuina. Els científics han estat buscant bacteris coliformes, un grup de bacteris com Escherichia coli o Salmonella, que pot ser un signe de contaminació fecal. Les esponges i els draps arribaven al capdavant dels objectes més sovint contaminats a la cuina, pel davant de la pica.

El taulell o el "marbre" de treball de la cuina
En el mateix estudi que abans, després de l'esponja i la pica de la cuina, el taulell de treball era el lloc més freqüentment contaminat amb bacteris coliformes.

La fusta de tallar
Encara en el mateix estudi del 2011, la fusta de treball  era el quart focus de microbis més important a la cuina, després de les esponges, la nevera i el taulell de la cuina.

El raspall de dents s'ha de canviar almenys cada tres mesos per

 gaudir d'un raspallat efectiu. ©damrong, Fotolia

 

El raspall de dents
En l'estudi de la NSF del 2011, els raspalls de dents van ser els elements més freqüentment contaminats al bany, pel davant dels guants.

Joguines
El 2013, un estudi nord-americà va demostrar que les joguines de peluix infantils són hàbitats per als bacteris. El 80% de les joguines de peluix analitzades tenien gèrmens perillosos: Pneumococs!

Sal i pebre
Aquests dos recipients que serveixen per condimentar els plats no només contenen sal i pebre, sinó també molts microorganismes. El 2008, un petit estudi de la Universitat de Virgínia va observar a 30 adults amb símptomes de fred. 16 eren infectats amb rinovirus. Van haver de dir als científics quins objectes havien tocat a casa en les 18 hores anteriors i es van fer anàlisis microbiològiques. Va resultar que els tres recipients provats que es feien servir per sal i pebre estaven contaminats. Aquests objectes tenen el desavantatge de ser usats per diversos membres de la mateixa família.

El control remot de la televisió
Tocat per tots els dits de la llar, el comandament a distància també és un objecte que pot recollir microorganismes. Al mateix estudi de la Universitat de Virgínia, el 50 % dels controls remots estaven contaminats amb gèrmens.

El teclat de l'ordinador
Un estudi del 2009 sobre els teclats informàtics de la universitat va demostrar que els que eren utilitzats per diferents persones estaven en risc. Els autors recomanen netejar els teclats regularment, especialment si hi ha diverses persones que han d'utilitzar-los. D'altres estudis deien que fins i tot al que tenim a casa s'hi poden trobar més gèrmens que a la tapa  del WC.

Ho he vist aquí

Catàleg Charles Messier. Objecte M12

Descobert per Charles Messier en 1764.

M12 és gairebé un bessó del seu veí aparent, M10, i és només lleugerament més gran i una mica més feble. No obstant això, es va creure una vegada que era un tipus intermedi entre els cúmuls oberts globulars i els densos (com M11), en no estar molt concentrat, Harlow Shapley va incloure M12 en la seva classe de concentració IX. Està per exemple molt menys concentrat cap al centre que M10 (de classe VII). A la seva distància d'uns 16 000 anys llum, el diàmetre aparent de M12 de 16,0 minuts d'arc es correspon a uns 75 anys llum. Aquest eixam estel·lar s'aproxima a nosaltres a 16 km/seg.

Helen Sawyer Hogg va determinar el tipus espectral general del cúmul com F7 i li va donar un índex de color de 0,0, i la principal magnitud de les 25 estrelles més brillants com 13,97. Les estrelles més brillants de M12 són d'aproximadament mag. 12,0, el seu nivell de la branca horitzontal (d'estrelles gegants) és de magnitud 14,9, d'acord amb la Guia de Camp de Uranometria Deep Sky 2000. Alan Sandage ha trobat 13 variables en M12.

M12 és un dels descobriments originals de Charles Messier, trobat el 30 de maig de 1764. Com molts altres cúmuls globulars, Messier el descriu com 'Nebulosa sense estrelles', com va fer Bode 10 anys més tard; una conseqüència del modest poder de resolució dels seus instruments. William Herschel va ser el primer a definir-lo en estrelles de 1783.

El Cúmul Globular M12 es pot trobar fàcilment tant a 2 graus al N i 2 graus O de M10, o bé 2 graus N i 8,5 graus E des de Delta Ophiuchi.

Per veure article original fer un clic aquí.

Índex del Catàleg Messier del bloc

Catàleg Charles Messier. Objecte M11

Descobert el 1681 per Gottfried Kirch.

Com va dir Robert Brunham Jr. "aquest és un dels més rics i compactes dels cúmuls galàctics (oberts)", M11 conté una estimació de 2.900 estrelles, unes 500 de les quals són més brillants de mag. 14. Un observador al centre de M11 veuria diversos centenars d'estrelles de primera magnitud!. Tan ric i dens, va ser classificat per Trumpler com II, 2, r (algunes classificacions més noves el donen com I, 2, r).

El diàmetre aparent es dóna amb valors discordants; EE Barnard ho va estimar de 35', mentre que l'Sky Catalog 2000 dóna 14'.

L'edat del cúmul de l'Ànec Salvatge ha estat estimada en 220 milions d'anys, al ser les seves més brillants i calentes estrelles de la seqüència principal del tipus espectral B8 (d'acord amb l'Atles Celestial 2000), però també dobla aquest valor (Burnham dóna 500 milions d'anys). El valor més alt es sosté pel fet que aquest cúmul també conté moltes gegants grogues i vermelles de magnitud absoluta sobre -1,0. L'equip de Gènova de Meynet ha calculat recentment la seva edat en 250 milions d'anys. S'allunya a 22 km/seg.

M11 va ser descoberta per l'astrònom alemany Gottfried Kirch de l'observatori de Berlín el 1681. Va ser per primera vegada definit en estrelles aparentment per William Derham sobre el 1733.

Charles Messier el va incloure al seu catàleg el 30 de Maig de 1764.

Per veure article original, fer un clic aquí.

Índex del Catàleg Messier del bloc

Catàleg Charles Messier. Objecte M10

Descobert en 1764 per Charles Messier.

Aquest cúmul globular de 7a magnitud sembla d'uns 8 o 9 minuts d'arc de diàmetre quan s'observa visualment amb els instruments més petits. Les fotografies mitjanes ho mostren d'uns 15,1 minuts d'arc, i les més profundes mostren que arriba fins a uns 20 minuts d'arc, o 2/3 del diàmetre de la lluna plena. A la seva distància de 14.300 anys llum, li correspon un diàmetre lineal de 83 anys llum. El seu nucli més brillant que es pot veure visualment és només menys de la meitat d'aquesta grandària, uns 35 anys llum. S'allunya de nosaltres a 69 kms./seg.

La seva regió central, d'acord amb Malles, aparenta forma de pera, amb una textura granulosa; les regions exteriors mostren punts brillants a una magnificació mitjana (120x).

D'acord amb Burnham, l'extremadament baix nombre de només 3 variables han estat trobades en M10; el "Catàleg de Cúmuls Globulars Galàctics" de R. Monella de l'Observatori Astronòmic Sharru, a Covo (Bèrgam), Itàlia (ADC/CDS número 7, 103) dóna el nombre de 4.

Aquest cúmul globular va ser descobert per Charles Messier el 29 de Maig de 1764, catalogat com el Nº 10 en la seva llista, i com la majoria dels cúmuls globulars, descrit com "Nebulosa sense estrelles" de forma rodona. William Herschel va ser el primer a definir-lo en estrelles.

Crèdit Antilhue-Xile. Clic a la imatge per engrandir

Veure l'article original

Índex del Catàleg Messier del bloc

Catàleg Charles Messier. Objecte M9

Descoberta en 1764 per Charles Messier a la Constel·lació de Serpentari.

M9 és un dels cúmuls globulars més propers al nucli de la nostra galàxia, a una distància calculada de 5.500 anys llum des del centre galàctic (Burnham dóna una xifra una mica més elevada, 7.500 anys llum). El seu diàmetre angular de 12,0 minuts d'arc correspon a una extensió lineal de 90 anys llum a una distància de 25.800 anys llum del nostre sistema solar. No obstant això, visualment sembla uns 3 o 4 minuts d'arc més petit, i en fotografies convencionals pot arribar a 9,3 minuts d'arc. La seva llum està significativament disminuïda del nord a l'oest per la pols interestel·lar, ja que el cúmul està situat a la vora de la silueta d'una nebulosa fosca (Barnard 64). La seva lluminositat es veu disminuïda probablement en almenys una magnitud (un factor de 2,5). Tenint en compte l'anterior, la brillantor aparent d'aquest cúmul (7,7 magnituds) correspon a una magnitud absoluta de -8,04 Mag: dit d'una altra manera, una brillantor de més o menys 120.000 vegades la del Sol. A la vista sembla un oval, i en la nostra fotografia es pot apreciar la elipticitat de M9 esmentada per Shapley. Tal com indica la seva concentració, de classe VIII, les estrelles de M9 estan comprimides cap al centre en un nivell mitjà.

M9 s'allunya de nosaltres a una velocitat molt alta, 224 km/seg. En aquest cúmul s'han trobat 13 variables (cefeides), de les quals 10 van ser trobades per Baade. L'estrella més brillant té una magnitud aparent de 13,5. Per veure-la és necessari un telescopi d'aficionat de mida mitjana (uns 150 mm). Els seus gegants de la branca horitzontal són d'una magnitud aparent de 16,2. El seu tipus espectral total s'ha determinat en F2, el seu índex de color a +0,06.

Crèdit de la imatge Siggi Koniert-astroimages.de

El cúmul globular M9 és un dels descobriments originals de Charles Messier, que el va catalogar el 28 de maig de 1764, i el va descriure com "Nebulosa sense estrelles" de 3 minuts d'arc de diàmetre. Per fi, 20 anys més tard, William Herschel va aconseguir distingir les estrelles individualment.

Aquest cúmul globular es pot entreveure com un feble i diminut núvol rodó usant uns prismàtics de 10x50 en bones condicions atmosfèriques. Els telescopis de 100 mm. mostren la part central de M9 amb un diàmetre d'aproximadament 3 minuts d'arc i una forma lleugerament ovalada, debilitant-se la imatge cap a les vores. Amb aquests telescopis es poden apreciar fins i tot les estrelles més brillants, només sota condicions de visibilitat excepcionals. Un telescopi de 150 mm. ja permet veure-les amb claredat. Els telescopis d'entre 200 i 250 mm. ho mostren ja com un cúmul globular de 7 o 8 minuts d'arc, amb la regió central, més compacta, de 5 minuts d'arc. Els telescopis d'aficionat més grans (de 300 mm. en endavant) aconsegueixen resoldre per complet el nucli.

La millor manera de trobar M9 és a partir de l'estrella Sabik d'una magnitud aparent de 2,43 (35 Eta Ophiuchi, espectre A2 V); M9 està uns 3 graus al sud est (2,1 graus aquest i 2,8 graus sud). A més o menys mig grau al nord trobem un estel de magnitud 6, una altra de magnitud 7 cap al nord-oest i una altra de magnitud 6 dins d'un grau cap a l'est.

Molt a prop, a uns 80 minuts d'arc cap al nord-est es troba el cúmul globular NGC 6356, una mica més petit i una mica menys lluminós (mag 8,25), a més o menys el doble de distància de nosaltres (uns 50.000 anys llum).

Amb la mateixa separació, cap al sud-est, trobem el cúmul globular NGC 6342, molt menys lluminós (9,7 mag) i més petit (3 minuts d'arc). El núvol de pols Barnard 64 té el seu centre a uns 25 minuts a l'oest de M9, però s'estén gairebé fins al cúmul.

Veure l'article original fent un clic aquí.

Índex del Catàleg Messier del bloc

Cau un mite; la cervesa no és la responsable de la panxa cervesera

No hi ha màgia per transformar la teva panxa cervesera en una tauleta de xocolata.
Una alimentació equilibrada acompanyada d'activitat física et faran la feina. Pel que fa a la cervesa se n'ha de fer un consum moderat. Crèdit imatge: Andrew Safonov. Shutterstock

Ara que la cervesa belga ha estat catalogada per la UNESCO com "Patrimoni cultural immaterial de la humanitat", aprofitem aquesta oportunitat per recordar un estudi molt seriós i poc conscient dedicat a això i a les seves desastroses conseqüències per la nostra cintura. Fet a 20.000 alemanys, aquest estudi publicat el 2009 va afirmar que els "abdomens de Kronenbourg", com ho anomenen habitualment, no són atribuïbles a la cervesa... ja que genera greixos a tot arreu i no només a la panxa.

Les idees preconcebudes de vegades costen de fer caure. Per tant, es pensa que l'obesitat abdominal es deu al consum excessiu de cervesa, d'aquí la famosa expresió "panxa cervesera". Mite o realitat? Els científics ens han proporcionat una resposta i ara tenen una raonable probabilitat d'estar guardonats en els Ignobel Awards.

El context: Tauletes de xocolata a les panxes cerveseres
L'home està particularment dotat per establir connexions entre diversos esdeveniments, com ara el consum d'un aliment que fa mala olor i el mal d'estómac posterior. Per tant, no ha escapat a certs observadors que els grans consumidors de cervesa de vegades tenien un ventre particularment prominent, mentre que la resta del cos no semblava haver estat deformada per la beguda de malta fermentada. En comparació amb les barres de xocolata que caracteritzen els músculs abdominals ben dibuixats, els bevedors panxuts es denominen els "panxetes cerveseres".

La ciència, intentant verificar els fets, ha abordat aquest problema per el menys fonamental... El mèrit es dirigeix ​​a investigadors suecs de la Universitat de Goteborg que han viatjat a realitzar el seu estudi en un dels països amb més consum de cervesa: Alemanya. Armats amb un metre, una escala i paper, van anar a comprovar el vincle causal entre el consum de cervesa i la cintura. Perquè els "abdominals de Kronenbourg", els reals, són els que es manifesten per guany de greix només a l'abdomen. I què van concloure?   

L'estudi: la cervesa no té la culpa.

La investigació es va publicar a la European Journal of Clinical Nutrition. Més de 20.000 alemanys es van oferir per aquesta experiència original. Es van pesar els subjectes, mesuraven la circumferència de la cintura i la circumferència del maluc. També van haver de respondre un qüestionari sobre el seu consum diari de cervesa, en funció del nombre d'ampolles o pintes buidades en formats estàndard.

La cervesa es consumeix arreu del món. A partir de la fermentació de la malta
i el llúpol, els rastres més antics del seu consum es remunten al quart mil·lenni A.C..
Crèdit: mfajardo. Fotopèdia, cc by nc 2.0

Els homes i les dones es van classificar en categories generals, amb diferents paràmetres de gènere. Els alemanys es van agrupar en quatre classes, que van des de bevedors abstinents a moderats (des de 250 ml per dia). Els homes, més sovint inclinats als excessos, es van beneficiar d'una categoria addicional: bevedors abundants. Per comparar-los entre ells i comparar-los amb les dades de les dones, un home es considerava un consumidor moderat quan passava per la gola cada dia entre 500 ml i 1 litre de beguda...

El treball demostra que la cervesa en realitat fa que alguns Teutons bevedors, no només augmenten el nivell abdominal. Tal com escriuen en el seu article, "el consum de cervesa sembla més aviat associat a un augment de greixos en tot el cos". La cervesa no és la culpable d'aquest excés de greix!

Veient-ho des de fora: l'art de viure bé

Recordem, però, que és difícil en aquest tipus d'estudi arribar a conclusions fermes i definitives. Els autors ho conceben. Aquest treball, malgrat ser força seriós, està limitat per la precisió dels enquestats en les seves respostes i el fet que molts altres factors externs no es tinguin en compte. No sembla absurd considerar que en la categoria de bevedors abundants hi ha molts "bons vivants", els que estimen el bon menjar i que no estan satisfets amb una amanida d' albergínies, a no ser que al costat l'acompanyi un suculent xucrut. El seu apetit per la cervesa i els aliments podria, doncs, provocar confusió en la interpretació, que els científics anomenen un biaix. És en aquest sentit que va concloure un estudi de 2003 a la República Txeca.

La certesa absoluta no pot existir a menys que l'alimentació estigui perfectament controlada. Però és obvi que aquest protocol seria inevitablement vinculant i l'interès d'imposar tal dieta per verificar la veracitat d'una expressió popular és francament contestable. Fins i tot si, sens dubte, els investigadors trobessin voluntaris. Qui es sacrificaria en el nom de la ciència? 

Ho he llegit aquí.