Un nou retrat del Hubble de Júpiter

Aquesta nova imatge del telescopi espacial Hubble de Júpiter, presa el 27 de juny de 2019, revela la marca de la Gran Taca Vermella (GTV) del planeta gegant i una paleta de colors més intensa als núvols que giren en l'atmosfera turbulenta de Júpiter que la observada en anys anteriors. Els colors, i els seus canvis, ofereixen pistes importants sobre els processos en curs a l'atmosfera de Júpiter.

Les bandes es creen per diferències en el gruix i l'alçada dels núvols de gel d'amoníac. Les bandes de colors, que flueixen en direccions oposades a diverses latituds, son el resultat de diferents pressions atmosfèriques. Les bandes més clares son a major alçada i tenen núvols més gruixuts que les bandes més fosques.

La nova foto està feta amb llum visible com a part del programa "Legacy Exterior
Atmospheres Legacy", o OPAL. El programa proporciona visions globals anuals 

del Hubble sobre els planetes exteriors per buscar canvis a les seves tempestes, vents i núvols.

La càmera 3 de camp ample del Hubble va observar Júpiter quan el planeta es

trobava a 400 milions de milles (644 milions de km) de la Terra, quan Júpiter estava a

prop de la "oposició" o directament enfront del Sol al cel. Clic a la foto per engrandir
Crèdits: NASA, ESA, A. Simon (Goddard Space Flight Center) i M.H. Wong (Universitat de Califòrnia, Berkeley)

Entre les característiques més sorprenents de la imatge es troben els rics colors dels núvols que es desplacen cap a la GTV, una tempesta que s’enrotlla en sentit antihorari entre dues bandes de núvols. Aquestes dues bandes de núvols, per sobre i per sota de la GTV, es mouen en direccions oposades. La banda vermella de dalt i a la dreta (nord-est) de la GTV conté núvols que es desplacen cap a l'oest i al voltant del nord de la tempesta gegant. Els núvols blancs a l’esquerra (sud-oest) de la tempesta s’estan desplaçant de l’est cap al sud del punt.

Totes les acolorides bandes de núvols de Júpiter d'aquesta imatge estan limitades al nord i al sud per corrents en jet que romanen constants, fins i tot quan les bandes canvien de color. Totes les bandes estan separades per vents que poden assolir velocitats de fins a 644 quilòmetres per hora. 

Crèdit: Centre de Vols Espacials Goddard de la NASA
Pots descarregar aquest video en formats HD des de l'Estudi de Visualització

Científica Goddard de la NASA

Al costat oposat del planeta, la banda de color vermell profund al nord-est de la GTV i la banda blanca brillant al sud-est del mateix es fan molt més febles. Els remolins filamentosos que es veuen al voltant de la vora exterior de la súper tempesta vermella són núvols de gran alçada que estan arrossegant-se cap a dins i al seu voltant. 

La GTV és una estructura imponent en forma de pastís de noces, la capa de boirina superior s'estén més de 3 milles (5 quilòmetres) per sobre dels núvols en altres àrees. La gegantina estructura, amb un diàmetre lleugerament més gran que el de la Terra, és un sistema eòlic a alta pressió anomenat anticicló que es va reduint lentament des dels anys 1800's. El motiu d’aquest canvi de mida encara no se sap.

Aquesta animació d’un Júpiter giratori es un muntatge des d’un mosaic fotogràfic del Telescopi Espacial Hubble de gairebé tot el planeta. El mapa pla resultant es va projectar per ordinador sobre una esfera per crear un globus giratori (excloent les regions polars per sobre dels 80 graus de latitud). Júpiter realitza una rotació cada 9,8 hores. La GTV del planeta gegant, és l’oval de color taronja tan gran com la Terra. Diferents bandes paral·leles de núvols en moviment dominen la nostra visió sobre la profunda atmosfera d'hidrogen/heli de Júpiter. Les bandes de núvols de colors es limiten per corrents en jet que bufen en direccions oposades a diferents latituds.
Una cadena característica d’anticiclons de forma oval blanc apareix al llarg d’una banda
de latitud a l’hemisferi sud del planeta. Hubble pren imatges de tot el planeta com a part del programa Outer Planets Atmospheres Legacy, o OPAL. Aquest programa proporciona
visions globals anuals del Hubble sobre els planetes exteriors per buscar canvis a les seves tempestes, vents i núvols.
Crèdits: NASA, ESA, A. Simon (Goddard Space Flight Center), M.H. Wong (Universitat de Califòrnia, Berkeley) i L. Hustak (STScI)

Aquesta imatge del telescopi espacial Hubble destaca les diferents bandes de núvols
característiques de l'atmosfera de Júpiter. La vista representa un mapa estès de tot el planeta.
Els investigadors van combinar diverses exposicions de Hubble per crear aquest mapa pla,
que exclou les regions polars (per sobre dels 80 graus de latitud). Clic a la imatge per engrandir.
Crèdits: NASA, ESA, A. Simon (Goddard Space Flight Center) i M.H. Wong (Universitat de Califòrnia, Berkeley)

Una característica forma helicoïdal situada sota la GTV és un cicló, un vòrtex al voltant d'una zona de baixa pressió amb vents que giren en sentit contrari des de la GTV. Els investigadors han observat ciclons amb una gran varietat d’aparicions diferents a tot el planeta. Les dues característiques en forma oval blanca són anticiclons, com les versions petites de la GTV.

Un altre detall interessant és el color de la banda ampla de l'equador. El color taronja brillant pot ser un signe que els núvols més profunds comencen a aclarir-se, emfatitzant les partícules vermelles a la boirina superposada.

Ho he vist aquí

 

Catàleg Charles Messier. Objecte M31

Clic a la imatge per engrandir

Coneguda per a Al-Sufi cap al 905 dC.

M31 és la famosa galàxia d'Andròmeda, la nostra més propera gran galàxia, i forma part del Grup Local de galàxies amb les seves companyes (entre les quals s'inclouen M32 i M110, totes dues brillants galàxies el·líptiques nanes), la nostra Via Làctia i les seves companyes (entre elles M33), i algunes altres.

Visible a simple vista, fins i tot en condicions moderades, aquest objecte va ser conegut com "el petit núvol" per l'astrònom persa Abd-al-Rahman Al-Sufi, qui la va descriure i dibuixar en l'any 964 DC en el seu "Llibre de les estrelles fixes". Ha d'haver estat comunment observada i coneguda pels astrònoms perses a Ispahan en èpoques tan primerenques com l'any 905 DC, o fins i tot abans.

RH Allen (1899-1963) va informar que també apareixia en un mapa estel·lar holandès de l'any 1500.

Charles Messier, que la va catalogar el 3 d'agost de 1764, desconeixia òbviament aquests informes previs, i va assignar el seu descobriment a Simó Marius, qui va ser el primer a donar una descripció telescòpica en 1612, però que (segons RH Allen) no va reclamar el seu descobriment. Sense conèixer els descobriments d'Al-Sufi i de Marius, Giovanni Batista Hodierna la re-descobrir independentment abans de 1654. No obstant això, Edmond Halley en el seu tractat de 1716 "Nebuloses", atorga el seu descobriment a l'astrònom francès Bullialdus (Ismail Bouillaud), qui la va observar en 1661, però el mateix Bullialdus esmenta que havia estat observada 150 anys abans (a principis del segle XVI) per algun astrònom anònim (RH Allen, 1899-1963).

Durant molt temps es va creure que la "Gran Nebulosa d'Andròmeda" era una de les nebuloses més properes. William Herschel va creure, equivocadament per descomptat, que la seva distància no excedia 2.000 vegades la distància a Sirius (17.000 anys llum); però la veia com el més proper "univers-illa", semblant a la nostra Via Làctia, que ell suposava era un disc amb un diàmetre igual a 850 vegades la distància a Sirius i amb gruix de 155 vegades aquesta distància.

Va ser William Huggins, el pioner de l'espectroscòpia, qui va fer notar el 1864 la diferència entre les nebuloses gasoses, amb el seu espectre de línies, i les "nebuloses" que ara sabem que són galàxies, amb línies espectrals contínues, similars a les de les estrelles, i va obtenir un espectre continu per M31 (Huggins i Miller, 1864).

El 1887, Isaac Roberts va obtenir les primeres fotografies de la "nebulosa" d'Andròmeda, que mostraven per primera vegada els trets bàsics de la seva estructura espiral.

El 1912, VM Slipher de l'Observatori Lowell va mesurar la velocitat radial de la "nebulosa" d'Andròmeda, i va trobar que tenia la major velocitat mai registrada, d'uns 300 km. per segon, aproximant-se. Això ja apuntava a la naturalesa extra-galàctica de l'objecte.

Segons Burnham, un valor més ajustat seria el de 266 km./seg., Però R. Brent Tully dóna 298 km/seg., I NED, per la seva banda, obté novament un valor modern de 300 (+/- 4) km/seg.. Cal notar que tots aquests valors previs descriuen el moviment pel que fa al nostre sistema solar, és a dir, al moviment heliocèntric, no al relacionat amb el centre de la Via Làctia. Aquest últim valor pot ser obtingut corregint d'acord amb el moviment del nostre sistema solar al voltant del centre galàctic.

Els valors moderns per a la rotació galàctica i per a la velocitat radial heliocèntrica donen com a resultat que la galàxia d'Andròmeda i la Via Làctia s'estan aproximant una a l'altra a la velocitat d'uns 100 quilòmetres per segon.

El 1923, Edwin Hubble va localitzar la primera Cefeida variable a la galàxia d'Andròmeda, i va establir així la distància intergalàctica i la veritable naturalesa de M31 com una galàxia. No obstant això, com no coneixia l'existència de dues classes de Cefeides variables, la seva distància era incorrecta per un factor de més de dos.

Aquest error no va ser descobert fins a 1953, quan va ser completat i va començar les seves observacions el telescopi de 200 polzades de Palomar. Hubble va publicar el seu famós estudi de la "nebulosa" d'Andròmeda com un sistema estel·lar extragalàctic (una galàxia) el 1929.

En temps moderns, la galàxia d'Andròmeda és certament la galàxia "externa" més estudiada. Resulta de particular interès perquè permet estudis de tots els trets d'una galàxia des de l'exterior que també trobem en la Via Làctia, però que no podem observar ja que la major part de la nostra galàxia està oculta per la pols interestel·lar. Aquesta és la raó per la qual contínuament s'estan estudiant la seva estructura espiral, els seus cúmuls globulars i oberts, el seu material interestel·lar, les seves nebuloses planetàries, i els seus romanents de supernova (vegeu, per exemple, l'article de Jeff Kanipe en Astronomy, novembre de 1995, pàgina 46), així com el nucli galàctic, les galàxies companyes, i molt més.

Alguns dels trets esmentats més amunt són també d'interès per a l'aficionat: encara el mateix Charles Messier va trobar les seves dues companyes més brillants, M32 i M110, que són visibles amb binoculars i molt conspícues amb telescopis petits, i va realitzar un dibuix de les tres.

Dibuixos de Messier de la Galàxia d'Andròmeda M31 (Nebulosa d'Andròmeda en la seva època) amb els seus companys M32 i M110, i de la Nebulosa d'Orió M42 amb M43.
Feu clic a les imatges per obtenir versions més grans.
La imatge M31 de Messier té algunes descripcions de les 3 "nebuloses" mostrades, incloent els descobridors, i així documentant el descobriment de Messier de M110 en 1773.
A la imatge de M42, M43 pot veure com una petita nebulosa al voltant
de l'estrella asota i a la dreta de M42.
El dibuix de la Nebulosa M31 d'Andròmeda va ser publicat el 1807 al Recueil de l'Institute, Vol. 8, p. 213. El dibuix de la Nebulosa d'Orió M42 va ser publicat com a complement a la primera versió del Catàleg Messier en les Mémoires de l'Académie Royale de 1771, entre les pàgines 460 i 461.

Aquestes dues companyes relativament brillants i properes són visibles en moltes de les fotografies de M31, incloent la que es veu en aquesta pàgina. Són tot just les més brillants d'un eixam de companyes més petites que envolten la galàxia d'Andròmeda, i formen un sub-grup del Grup Local. En el moment en què s'escriu això (setembre de 2003), se'n coneixen almenys 11 d'elles: a més de M32 i M100 estan NGC 185 (que va ser descoberta per William Herschel) i NGC 147 (descoberta per d'Arrest), així comos els molt febles sistemes nans And I, And II, And III, possiblement And IV (que pot ser però, un cúmul o una remota galàxia de fons), And V, And VI (també anomenada la nana de Pegaso ), And VII (la nana de Cassiopea), i And VIII. Encara no està clar si M33, la més petita de les galàxies espirals al Triangle, i la seva probable companya LGS 3 pertanyen a aquest sub-grup, així com el més remot membre del Grup Local IC 1613 o algun dels possibles candidats a membre UGCA 86 i UGCA 92.

La galàxia d'Andròmeda es troba en notable interacció amb la seva companya M32, la qual aparentment és responsable per una part considerable de les pertorbacions en l'estructura espiral de M31. Els braços d'hidrogen neutre estan desplaçats pel que fa als que consisteixen d'estrelles per uns 4.000 anys llum, i no poden ser seguits contínuament en l'àrea més propera a la seva veïna més petita.

Les simulacions per ordinador han mostrat que aquestes pertorbacions poden ser modelades per una trobada propera recent amb una companya petita de massa similar a la M32. Molt probablement, M32 també va patir en aquesta trobada, perdent moltes estrelles que ara es troben disperses a l'halo d'Andròmeda.

El cúmul globular més brillant de la galàxia d'Andròmeda, G1, és també el més lluminós del Grup Local de Galàxies; la seva magnitud aparent, vist des de la Terra, és de 13,72 magnituds. Brilla molt més que el cúmul globular més brillant de la nostra Via Làctia, el d'Omega Centauri, i pot ser visualitzat fins i tot per aficionats ben equipats en condicions molt favorables, amb telescopis que tinguin com a mínim 10 polzades d'obertura (vegeu l'article de Leos Ondra en Sky & Telescope, novembre de 1995, pàgines 68-69). A mitjan 1994 es va utilitzar el Telescopi Espacial Hubble per investigar el cúmul globular G1 (publicat a l'abril de 1996). Si bé és el més fàcil de localitzar, G1 no és l'únic cúmul globular a l'abast dels grans telescopis aficionats: l'astrònom aficionat Steve Gottlieb ha observat 18 cúmuls globulars de M31 amb un telescopi de 44 cm. Amb el seu telescopi de 14 polzades i una càmera CCD CB245, els observadors de l'Observatori Ferguson, prop de Kenwood, Califòrnia, han fotografiat a G1 i a quatre cúmuls més febles de M31. Barmby et al. (1999) han trobat 435 candidats a cúmuls globulars a M31, i estimen un nombre total d'uns 450 (+/- 100).

L'astrofotògraf aconsegueix millors resultats com més llum aconsegueixi captar el detall fi dels braços en espiral. Els aficionats poden aconseguir resultats notables encara amb un equip relativament barat, des d'exposicions de gran angular fins detallats acostaments. També, en la fotografia el bon equipament val la pena.

Al núvol estel·lar més brillant de la galàxia d'Andròmeda M31 se li ha assignat el seu propi número NGC: NGC 206, ja que William Herschel la va col·locar en el seu catàleg de H V.36 en base al seu descobriment observacional del 17 d'octubre de 1786. És el lluminos núvol estel·lar que es veu a la part superior esquerra, just a sota d'una conspícua nebulosa fosca, en la nostra fotografia.

Clic per engrandir. Crèdit imatge Farmakopoulos Antonis

Malgrat el gran coneixement que tenim ara sobre la galàxia d'Andròmeda, la seva distància (és de les millors distàncies intergalàctiques conegudes), no està realment ben definida. Si bé es va establir que M31 està unes 15 o 16 vegades més lluny que el Gran Núvol de Magalhães (LMC), el valor absolut d'aquesta mesura roman incert, i en fonts actuals se li dóna un valor d'entre 2,4 i 2,9 milions d'anys llum com a conseqüència de la incertesa en la distància de LMC i per tant de l'escala total de distàncies intergalàctiques. Per exemple, la recent correcció a partir de dades del satèl·lit astromètric Hipparcos de l'ESA ha elevat aquest valor en més d'un 10%, des dels 2,4-2,5 fins als 2,9 que fem servir aquí.

En condicions normals de visibilitat, la mida aparent de la galàxia d'Andròmeda "visible" és d'uns 3x1 graus (el nostre valor definit, donat més amunt, és de 178x63 minuts d'arc, mentre que NED dóna 190x60). Estimacions acurades del seu diàmetre angular, realitzades amb binocles de 2 polzades per l'astrònom francès Robert Jonckhere en 1952-1953, va revelar una extensió de 5,2 per 1,1 graus (informat per Malles), el que correspon a un disc de més de 250.000 anys llum si la distància és de 2,9 milions d'anys llum, de manera que aquesta galàxia té el doble de grandària que la nostra.

La seva massa s'estima en 300.000 a 400.000 milions de masses solars. Comparat amb les últimes estimacions sobre la nostra galàxia, és considerablement menor a la Via Làctia, la qual cosa implica que ha de ser molt menys densa. Aquests resultats es veuen confirmats per les noves estimacions de la massa total de l'halo, que resulta de 1.230 milions (1,23x1012) de masses solars per M31, mentre que per a la nostra galàxia és de 1.900 milions (1,9x1012) de masses solars (Evans i Wilkinson, 2000).

El Telescopi Espacial Hubble ha revelat que la galàxia d'Andròmeda M31 té un nucli doble. Això suggereix que o bé té en realitat dos nuclis brillants, probablement a causa d'haver-se "menjat" a una galàxia més petita que alguna vegada es va introduir fins al seu centre, o que parts del seu únic nucli es veuen enfosquides per material fosc, probablement pols.

En el primer cas, el segon nucli podria ser un remanent d'un esdeveniment dinàmic possiblement violent en la història primerenca del Grup Local. En el segon cas, la duplicitat del nucli d'Andròmeda seria una il·lusió causada per un núvol fosc de pols que obstruiria la visió d'un nucli simple a M31.

Fins ara, només s'ha registrat una supernova a la galàxia d'Andròmeda, la Supernova 1885, també anomenada S Andromedae. Va ser la primera supernova descoberta més enllà de la nostra Via Làctia, el 20 d'Agost de 1885, per Ernst Hartwig (1851-1923) de l'Observatori Dorpat a Estònia. Va aconseguir una magnitud de 6 entre els dies 17 al 20 d'agost, i va ser localitzada independentment per diversos observadors. No obstant això, Hartwig va ser l'únic a comprendre el seu significat. Va descendir fins a la magnitud 16 al febrer de 1890.

M31 al web del SEDS

Índex del Catàleg Messier del blog

12 d'Agost, les llàgrimes de Sant Llorenç

 Imatge amb exposició de la pluja dels Perseids. Clic per engrandir
Crèdit imatge Brad Goldpaint  (Goldpaint Photography)

La pluja d'estels del mes d'agost anomenada a casa nostra les llàgrimes de Sant Llorenç, no és res més que el creuament de la trajectòria orbital del nostre planeta amb les restes de pols que ha deixat la cua del cometa Swift-Tuttle durant la seva trajectòria orbitant al voltant del Sol. També s'anomenen els Perseids, pel lloc al cel d'on sembla que provinguin.

Com localitzar Perseu al cel nocturn, clic per engrandir.
Crèdit Sky & Telescope

La pluja de meteors es pot veure cada any, des de mitjans de juliol fins a finals d'agost, tot i que quan se n'observen més és entre els dies 8 i 14 d'agost, i assoleix un màxim d'activitat al voltant del 12 d'agost, quan es poden veure fins a 100 meteors per hora, segons l'any. La intensitat d'aquesta pluja de meteors i l'època de l'any en què es produeix fan dels Perseids una de les pluges d'estels més populars i fàcils de gaudir.

Catàleg Charles Messier. Objecte M30

Descoberta en 1764 per Charles Messier.

El cúmul globular M30 està a uns 26.000 anys llum de distància, té uns 90 anys llum d'amplada i ho veiem en un angle diametral d'uns 12 minuts d'arc. És bastant dens (com ho indica la seva classe de concentració V) i és un bell objecte fins i tot en els telescopis petits. Les seves estrelles gegants vermelles més brillants tenen una magnitud visual aparent de 12.1 i la dels seus gegants de la branca horitzontal és de 15.1. Només unes 12 estrelles variables han estat trobades en aquest cúmul globular. Un diagrama de color-magnitud de M30 pot trobar-se en Richer et.al. (1988). S'ha determinat que el seu tipus espectral general és F3 i el seu índex de color va ser donat com BV = 0,60. S'acosta a nosaltres a 181.9 km/s.

El nucli del M30 presenta una població estel·lar extremadament densa i ha passat per un col·lapse de nucli similar al d'almenys altres 20 dels 150 globulars de la Via Làctia, incloent M15, M70, i possiblement M62. Com a conseqüència, el nucli de M30 té una extensió molt petita, tan sols uns 0,12 minuts d'arc (7,2 segons d'arc que corresponen a un diàmetre lineal de 0,9 anys llum) i la seva mitjana de ràdi de massa és d'1,15 minuts d'arc (8,7 anys llum); la meitat de la massa d'aquest cúmul es concentra en un volum esfèric el radi del cual és igual a la distància entre nosaltres i Sirius, és a dir, el seu diàmetre és de 17,4 anys llum. D'altra banda, el seu radi de marea és gran: 18,34 minuts d'arc, que corresponen a un radi lineal de 139 anys llum. Més enllà d'aquesta distància, els estels membres simplement escaparien a causa de les forces gravitatòries de marea de la Via Làctia.

Clic a la imatge per engrandir

Malgrat el seu nucli comprimit, sembla ser que les trobades properes entre les estrelles membres del cúmul globular M30 han estat comparativament escasses, ja que sembla contenir només unes quantes estrelles binàries de raigs X, segons les investigacions amb el satèl·lit del Observatory de raigs X Chandra. Es creu que aquests peculiars sistemes estel·lars es formen durant les trobades properes tal com succeeix ocasionalment en les zones més denses dels cúmuls globulars.

Cecilia Payne-Gaposchkin esmenta que una nova nana va sorgir a M30; i una altra més ha estat detectada a M5 i una tercera a NGC 6712.

M30 va ser un dels descobriments originals de Charles Messier, qui el va catalogar el 3 d'agost de 1764 i el va descriure, com la majoria dels seus globulars, com una nebulosa rodona i sense estrelles. Va ser resolt per primera vegada per William Herschel al voltant de 1784.

 

M30 al mapa del cel.

Les estrelles més brillants de M30 poden ser vistes amb telescopis amb una obertura de 4 polzades (10,16 cm.) O fins i tot una mica menors.

M30 és menys estimada pels maratonians Messier ja que moltes vegades és l'últim objecte d'un quasi-complet Marató Messier, un "tour" per veure tots els objectes Messier en una nit (possiblement cap a finals de març en nits de lluna nova). No obstant, això es deu a la seva posició en el cel; per altra banda és un bell objecte per als astrònoms aficionats.

Crèdit de les imatges: Hubble-NASA. sky-tonight.com

M30 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog

Catàleg Charles Messier. Objecte M29

 Clic a la imatge per engrandir

Descobert per Charles Messier el 1764.

M29 és més aviat un cúmul gruixut que molt impressionant, situat en una zona d'alta densitat estel·lar de la Via Làctia prop de Gamma Cygni, del que la majoria de fonts (incloent Malles/Kreimer i Burnham) situen a una distància de 7.200 anys llum, en acord amb les primeres estimacions de RJ Trumpler el 1930, mentre que Kenneth Glyn Jones i l'Sky Catalogue 2000 la situen a 4.000 anys llum. La Guia de l'Observador del Cel Nocturn de Kepple i Sanner dóna un valor divergent de 6.000 anys, la incertesa és deguda a la imprecisió del factor d'absorció de llum del cúmul.

El 1954 WA Hiltner de l'Observatori Yerkes va trobar que la llum de les seves estrelles era polaritzada per la matèria interestel·lar, la qual aparentment és 1.000 més densa al voltant d'aquest cúmul i pot arribar a absorbir tanta llum que el cúmul podria ser 3 magnituds més brillant si pogués ser vist directament!. També al 1954, Harris va apuntar debilitaments irregulars de la lluminositat de les seves estrelles, provocats potser, pel pas per davant del cúmul de núvols de matèria negra interestel·lar.

Segons l'Sky Catalogue 2000, M29 està inclòs en l'associació Cygnus OB1, i s'aproxima a nosaltres a una velocitat de 28 km/seg. Amb les seves cinc estrelles més calentes de les gegants de classe espectral BO, té una edat estimada de 10 milions d'anys.

La Guia de l'Observador del Cel Nocturn atorga una magnitud aparent de la seva estrella més brillant de 8,59. La magnitud absoluta pot ser d'un impressionant -8,2, la lluminositat de 160.000 sols. El diàmetre lineal ha estat estimat en només 11 anys llum. La seva classe Trumpler ve donada per III, 3, 9, n, perquè està associada a una nebulosa, però Götz, per la seva banda, proposa II, 3, m, i Keple/Sanner donen I, 2, m, n. L'Sky Catalogue 2000 llista 50 estrelles de M29, mentre que anteriorment Becvar en va enumerar només 20.

Clic a la imatge per engrandir

El cúmul obert M29 és un dels descobriments originals de Charles Messier, que el va catalogar el 29 de juliol de 1764.

Aquest cúmul és visible amb binocles. En el cas dels telescopis els menys potents són els millors. Les estrelles més brillants de M29 semblen formar un pot, tal com indica Malles. Les 4 estrelles més brillants formen un quadrilàter, i unes altres 3 un triangle al nord d'elles. Algunes estrelles més febles les envolten, però el cúmul apareix bastant aïllat, sobretot en observar en petits telescopis. Les fotografies mostren en segon pla a un gran nombre de febles estrelles de la Via Làctia.

M29 pot localitzar-se fàcilment en aproximadament 1,7 graus Sud i lleugerament a l'Est de Gamma 37 Cygni (Sadr). En les seves proximitats hi ha alguna difusa nebulosa que pot ser detectada en fotografies.

M29 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog

Catàleg Charles Messier. Objecte Messier M28

Clic a la imatge per engrandir

 

Descobert el 1764 per Charles Messier.

A una distància entre 18.000 i 19.000 anys llum, M28 amb el seu diàmetre lineal de 60 anys llum sembla considerablement més petit i més condensat que el seu veí més cridaner, M22. La seva forma és lleugerament el·líptica, segons H. Shapley. Calen instruments grans per resoldre les seves estrelles; va ser William Herschel el primer a descriure-ho com un "núvol d'estrelles".

M28 conté, a més de les seves úniques 18 variables RR Lyrae conegudes, una variable W Virginis (Tipus II o Cefeida de població II) amb un període de 17 dies, i un llarg segon període variable (Variable #17, possiblement de tipus RV Tauri, segons Burnham).

Clic a la imatge per engrandir

M28 va ser el segon cúmul globular a on es va descobrir un púlsar de mil·lisegons, el 1987 (el primer va ser M4). Aquest, 1620-1626, dóna una volta al voltant del seu eix cada 11 mil·lisegons.

El cúmul globular M28 és un dels descobriments autèntics de Charles Messier, qui el va catalogar el 27 de juliol de 1764.

Crèdit de les imatges: NASA

M28 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog

20 juliol 1969: Un gran salt per a la humanitat

Clic a la imatge per engrandir

 Imatges del "moonwalk" de l'Apol·lo 11, parcialment restaurades el 2009

Juliol de 1969. Han passat poc més de vuit anys des dels vols de Gagarin i Shepard, seguits ràpidament pel desafiament del president Kennedy de posar a un home a la lluna abans que acabi la dècada.

Han passat només set mesos des que la NASA va prendre l'audaç decisió d'enviar l'Apol·lo 8 a la Lluna en el primer vol tripulat de l'enorme coet Saturn V.

Ara, al matí del 16 de juliol, els astronautes de l'Apol·lo 11 Neil Armstrong, Buzz Aldrin i Michael Collins s'asseuen damunt d'un altre Saturn V en el Complex de Llançament 39A al Centre Espacial Kennedy. El coet de tres etapes i de 363 peus (110'6 m.) utilitzarà les seves 7,5 milions de lliures (+/- 3'4 milions de Kg) d'empenta per propulsar-se a l'espai i a la història.

A les 9:32 a.m. EDT (hora de la costa est USA), els motors s'encenen i l'Apol·lo 11 es lliura de la torre. Uns 12 minuts després, la tripulació està en òrbita terrestre. (Reproduir àudio).

El comandant de l'Apol·lo 11, Neil Armstrong, treballant en una àrea d'emmagatzematge d'equips en el mòdul lunar. Aquesta és una de les poques fotos que mostren a Armstrong durant el moonwalk.

Després d'una òrbita i mitja, l'Apol·lo 11 rep una "llum verda" per al que els controladors de la missió anomenen "Injecció translunar", en altres paraules, és hora de dirigir-se a la lluna. Tres dies després la tripulació està en òrbita lunar. Un dia després, Armstrong i Aldrin pugen al mòdul lunar Eagle i comencen el descens, mentre que Collins orbita al mòdul de comandament Columbia.

Collins escriu més tard que l'Eagle és "l'artefacte més estrany que he vist al cel", però demostrarà el seu valor.

Quan arriba el moment de deixar a Eagle al Mar de la Tranquil·litat, Armstrong improvisa, i pilota manualment la nau més enllà d'una zona plena de roques. Durant els últims segons de descens, l'ordinador de Eagle està fent sonar les alarmes. 

Resulta que es tracta d'un simple cas en què l'ordinador intenta fer massa coses alhora, però com Aldrin va assenyalar més endavant, "desafortunadament, va sorgir quan no volíem intentar resoldre aquests problemes".

El fum i les flames assenyalen l'obertura d'un viatge històric quan
el Saturn V es lliura de la plataforma de llançament.

Quan el mòdul lunar aterra a les 04:17 p.m EDT, només queden 30 segons de combustible. Armstrong radia "Houston, Base de la Tranquil·litat aquí. L'Àguila ha aterrat." El control de la missió esclata en una celebració quan la tensió es trenca, i un controlador li diu a la tripulació "Tens a un grup de tipus a punt de tornar-se blaus, estem respirant de nou". (Reproduir àudio)

Armstrong confirmaria més tard que l'aterratge era la seva major preocupació, dient que "les incògnites eren incontrolables" i que "només hi havia mil coses per les quals amoïnar-se".

A les 10:56 p.m. EDT Armstrong està a punt per plantar el primer peu humà en un altre món. Amb més de 500 milions de persones veient la televisió, baixa l'escala i proclama: "Aquest és un petit pas per a un home, un gran salt per a la humanitat." (Reproduir àudio)

Aldrin s'uneix a ell en breu, i ofereix una descripció simple però poderosa de la superfície lunar: "magnífica desolació". Exploren la superfície durant dues hores i mitja, recol·lectant mostres i prenent fotografies.

Buzz Aldrin baixa per l'escala de l'Eagle fins a la superfície

Deixen una bandera americana, un pegat en honor a la tripulació de l'Apollo 1 i una placa en una de les potes de Eagle, que diu: "Aquí els homes del planeta Terra van trepitjar per primera vegada la lluna. Juliol de 1969 d.C. Venim en pau per a tota la humanitat".

Armstrong i Aldrin s'enlairen i atraquen amb Collins a Columbia. Collins diu més tard que "per primera vegada, realment va sentir que anàvem a aconseguir-ho".

El 24 de juliol, la tripulació ameritza a Hawaii. El desafiament de Kennedy s'ha complert. Homes de la Terra han caminat sobre la lluna i han tornat sans i estalvis a casa.

En una entrevista anys després, Armstrong elogia els "centenars de milers" de persones que estan darrere del projecte. "Tots els que estan preparant les proves, prement la clau dinamomètrica, i així successivament, home o dona, Si alguna cosa surt malament aquí, no serà culpa meva." (Llegir l'entrevista de 2001, 172 Kb PDF).

En una conferència de premsa posterior al vol, Armstrong anomena al vol "un començament d'una nova era", mentre que Collins parla sobre futurs viatges a Mart.

El cràter 308 destaca en relleu en aquesta foto des de l'òrbita llunar

En els propers tres anys i mig, 10 astronautes seguiran els seus passos. Gene Cernan, comandant de l'última missió Apol·lo, surt de la superfície lunar amb aquestes paraules: "Ens anem com vam venir i, si Déu vol, com tornarem, amb pau i esperança per a tota la humanitat."

Darrera actualització: 15 de juliol de 2019
Editor: Administrador de la NASA

Crèdit de totes les imatges: NASA

Veure l'article original

El Hubble mostra dos forats negres supermassius que xoquen

Un xoc de titans es prepara a uns 2.500 milions d’anys llum de la Terra. El descobriment d'aquest proper parell de forats negres super massius ajudarà als astrofísics a avaluar la freqüència de la seva coalescència a l'univers.

Clic a la imatge per engrandir. Crèdit imatge: Hubble, NASA

Amb quatre milions de masses solars, el forat negre super massiu que s'amaga al centre de la Via Làctia és un nyicris al costat d'aquests dos monstres, descoberts recentment  a uns 2.500 milions de anys llum, i que van a precipitant-se un cap a l'altre. La massa de cadascun d'ells supera els 400 milions de vegades la del Sol calculen els investigadors que els han trobat al centre de dues galàxies xocants. Això hauria de ser un xoc de titans! Però fins i tot abans que aquests quàsars reals esdevinguessin un forat negre encara més gran, l’espai-temps "ressonarà" amb el seu apropament gradual. I les ones gravitacionals que travessaran l’univers superaran el registre actual detectat per Virgo i Ligo. "Els forats negres super massius binaris produeixen les ones gravitacionals més fortes de l'univers ", diu Chiara Mingarelli, que va participar en aquest descobriment "i que són un milió de vegades més potents que els detectats per Ligo".

Xoc dels titans: per quan?

No pas ara. Per veurels fusionar-se o, més bé, percebre les ones creades a l'espai-temps en el moment de la seva coalescència, no trigarà menys de 2.500 milions d'anys. És la seva distància des de la Terra i, és una coincidència, el temps previst per a la parada nupcial dels pesos pesants que pertanyen a aquesta categoria s'acaba. No obstant això, els astrofísics no descarten la possibilitat que això pugui durar "indefinidament", com suggereix una teoria. Anomenat "Problema del Parsec Final", que  proposa que els forats negres super massius binaris com aquests poguessin girar l'un a l'altre durant un miler i mig de milions d'anys sense que mai s'apropessin a menys d'un parsec (3,2 anys llum). Si no és així, els astrofísics haurien de ser capaços de "escoltar" un soroll de fons permanent que anomenen "Fons gravitatiu d'ona" (GWB), que és, de moment fora del rang dels nostres detectors, però això no es trigarà gaire a poder-ho fer. 

Només uns 1.300 anys llum separen els dos forats negres

 super massius al centre de dues galàxies que es fusionen

 a 2.500 milions de anys llum. 

 © Andy Goulding et al., Astrophysical Journal Letters 2019

Afortunadament, el descobriment casual d’aquests dos forats negres super massius els ajudarà a determinar si el GWB existeix o no. Atrets per SDSS J1010 + 1413, un objecte particularment lluminós de l’univers, els astrònoms s’han adonat que els immensos dolls que s’estenen a banda i banda de la galàxia provenen de dos monstres i no d’un de sol, cadascun d’ells, de la seva galàxia amfitriona massiva. Dues galàxies que xoquen entre dos mil milions i mig d’anys llum de la nostra i dels seus golafres forats negres, per ara separats per 1.300 anys llum, que encara no han començat la seva dansa espiral d'unió completa.

A partir d’aquesta primera, encara que indirecta però real, observació del ball de forats negres d’aquesta magnitud, l’equip que s’associava amb Kris Pardo i Chiara Mingarelli, especialistes en onades gravitacionals, va tornar a avaluar el xiuxiueig previst de les col·lisions al nostre abast. Mitjançant les seves simulacions, van arribar a aquest resultat: 112. Actualment hi ha 112 forats negres super massius binaris més o menys propers a nosaltres que generen ones gravitacionals. Segons les seves projeccions, la propera col·lisió es podria capturar en cinc anys ... I si no és així en uns pocs anys, malgrat les tècniques desenvolupades (utilitzant els púlsars ), significaria que les col·lisions prenen molt, molt, molt més temps. 

"Com més poguem aprendre sobre la població de forats negres en fusió, millor entendrem el procés de formació de galàxies i la naturalesa de les ones gravitatòries de fons", diu Michael Strauss, astrofísic de Princeton i coautor de l'estudi publicat a The Astrophysical Journal Letters.

Ho he vist aquí.

Quina és la quantitat d’aigua del cos humà?

El teu cos té molta aigua. Certament, però, quant representa aquest fluït vital exactament? Quina funció té? i com es distribueix aquesta aigua en el cos humà?

L’aigua és un element essencial de la vida i això es reflecteix en la importància d’aquest líquid en la composició del cos humà. Aproximadament el 60% d'aquesta aigua es troba a l'interior de les cèl·lules i la resta circula en la sang i banya els teixits. És imprescindible per a l'existència de l'ésser humà, que no pot estar sense beure aigua més de cinc o sis dies sense posar en risc la seva vida. El cos perd aigua per mitjà dels excrements, la transpiració, la orina i l'exhalació del vapor d'aigua en el nostre alè, en funció del grau d'activitat, temperatura, humitat o altres factors.

La quantitat mitjana d’aigua continguda en un organisme adult és, de fet, un 65%, que correspon a uns 45 litres d’aigua per a una persona de 70 quilograms. El contingut d'aigua total del cos humà depèn de diversos factors (corpulència, edat en particular, etc..).

En concret, al voltant del 60% del cos humà d’un home adult és aigua, que correspon a uns 42 litres d’aigua en una persona de 70 kg. En les dones, a causa de la major proporció de teixit adipós, aquesta taxa és del 55%.

En néixer, aquest percentatge arriba fins al 78% d'un nadó. 

Distribució de l’aigua al cos humà.

Aquesta aigua no es distribueix uniformement en el cos humà, alguns òrgans contenen més que altres:

•     pulmons: 78%;
•     sang: 79%;
•     cervell: 76%;
•     músculs llisos: 75%;
•     ossos : 22,5%;
•     teixit adipós: 10%.

Cada dia, el cos humà elimina 2,4 litres d'aigua per respiració, suor, orina ... Per tant, cal substituir aquest volum d'aigua bevent i alimentant-se per evitar la deshidratació.

Les funcions de l’aigua

Les funcions de l’aigua es poden resumir en els punts següents:

• És el mitjà de transport de substàncies de rebuig de l’organisme (orina i suor).
• Intervé en el manteniment de la temperatura corporal.
• Manté la pressió osmòtica dels líquids extracel·lulars i intracel·lulars, essencials per a l’equilibri del medi intern.
• Serveix de a lubricant; per exemple, per a les articulacions dels ossos (líquid sinovial).
• És el medi on tenen lloc totes les reaccions metabòliques.
• Actua com a material de construcció per al creixement i la reparació dels teixits (element estructural).
• Dóna volum al contingut intestinal i n’afavoreix l’eliminació.

Catàleg Charles Messier. Objecte M27

Descoberta per Charles Messier en 1764.

La Nebulosa Dumbbell M27 (que pot traduir-se per "Pes" o "manuella", però en aquest cas el nom en anglès és el més utilitzat) va ser la primera nebulosa planetària a ser descoberta. El 12 de juliol de 1764, Charles Messier va descobrir aquest nova i fascinant classe d'objectes, i descriu a aquesta com una nebulosa oval sense estrelles. El nom "Dumbbell" prové d'una descripció feta per John Herschel, qui també la va comparar amb el "tret d'una escopeta de dos canons".

Per casualitat la veiem aproximadament des del seu pla equatorial (d'esquerra a dreta en la nostra imatge); això és molt semblant a la nostra visió d'una altra nebulosa planetària de Messier, més tènue, M76, que és anomenada "Petita Dumbbell". Vista des d'un dels seus pols, tindria probablement la forma d'un anell, i potser es veiés semblant a la Nebulosa de l'Anell M57.

Certament, aquesta nebulosa planetària és l'objecte més impressionant de la seva classe en el cel, ja que el seu diàmetre angular és de gairebé 6 minuts d'arc, amb un halo tènue que s'estén per una mica més de 15 minuts d'arc, és a dir, la meitat del diàmetre aparent de la lluna (Millikan, 1974).

També es troba entre els més brillants, sent almenys (amb la seva magnitud aparent estimada de 7,4) gairebé tan lluminosa que la Nebulosa Hèlix NGC 7293 a Aquari, que té una magnitud de 7,3, la que no obstant això, té una menor brillantor superficial a causa de la seva major extensió (estimacions de Stephen Hynes); resulta estrany que aquesta nebulosa planetària sigui, fotogràficament, tot just una mica menys lluminosa (magnitud 7,6). L'autor d'aquest article (hf) va quedar sorprès que aquest objecte fos visible, sota condicions moderadament bones, amb els seus binoculars de 10x50.

Tal com va ser mesurada per l'astrònom soviètic O. N. Chudowitchera des de Pulkowo (esmentat per LH Aller, Glyn Jones i Vehrenberg), la porció brillant de la nebulosa aparentment s'està expandint a una velocitat de 6,8 minuts d'arc per segle, el que la fa arribar a una edat estimada de 3.000 a 4.000 anys, és a dir, que l'ejecció de l'embolcall probablement hauria estat observable en aquesta època (en realitat, va succeir abans, ja que la llum va haver de viatjar tota aquesta distància de potser 1.000 anys llum). La astrònoma va estimar que la distància era de solament uns 490 anys llum, una mica curta potser. Una altra estimació, feta per Burnham, va obtenir una velocitat d'expansió de 1,0 segon d'arc per segle, i una edat estimada de 48 mil anys. 

Clic a la imatge per engrandir

L'estrella central de M27 és força brillant, amb una magnitud de 13,5 i amb una temperatura d'uns 85.000 ºK (seria una sub-nana blavosa calent tipus O7, tal com és a la llista del Sky Catalogue 2000). K. M. Cudworth de l'Observatori de Yerkes va trobar que probablement tingui una tènue companya (de magnitud 17a) a 6,5 ​​minuts d'arc amb un angle de posició de 214º (Burnham).

Com succeeix amb la majoria de les nebuloses planetàries, la distància de M27 (i per tant la seva dimensió real i la seva lluminositat intrínseca) no és ben coneguda. Hynes dóna uns 800 anys llum, Kenneth Glyn Jones dóna 975, Malles/Kreimes l'estimen en 1.250, mentre que altres estimacions van des de 490 a 3.500 anys llum. Actualment, s'estan realitzant investigacions amb el Telescopi Espacial Hubble a l'efecte de determinar un valor més fiable i encertat de la seva distància.

Adoptant el nostre valor de 1.200 anys llum, la seva lluminositat intrínseca és unes 100 vegades més gran que la del Sol (magnitud absoluta -0,5), mentre que la de l'estrella és aproximadament de +6 (un terç de la del Sol), i la de la companya seria de +9 o + 9,5 (unes 100 vegades menys que la del Sol), totes elles en la porció visible de l'espectre electromagnètic.

Que la companya sigui tant brillant com la seva estrella, mostra que aquesta última emet principalment radiació altament energètica a la zona no visible de l'espectre, la qual és absorbida pel gas de la nebulosa, i re-emesa per la nebulosa, almenys en bona part, com a llum visible.

En realitat, com passa amb gairebé totes les nebuloses planetàries, la porció més gran de la llum visible s'emet en una única línia espectral, la de la llum verda a 5.007 àngstrom (vegeu la nostra descripció de les nebuloses planetàries).

Comparant imatges de la Nebulosa Dumbbell m 27, Leos Ondra ha descobert un estel variable situat als confins mateixos de la nebulosa, a la que va batejar com a Variable Rínxols d'Or. Aquesta variable pot ser vista en algunes de les nostres imatges, precisament en les obtingudes per Jack Newton, Peter Süterlin i (molt feble) a la fotografia INT de David Malin, així com en una de les imatges de John Sefick. Altres fotografies, com per exemple la d'aquesta pàgina, no mostren aquesta estrella, el que és prova de la seva variabilitat.

A uns 2 graus a l'oest de M27 es troba el poc conspicu cúmul obert NGC 6830, que conté unes 20 o 30 estrelles àmpliament disperses; aquest cúmul es troba a uns 5.500 anys llum de distància.

Crèdit la Imatge: NAOJ, Subaru Telescope

M27 al web del SEDS
Índex del catàleg Messier del bloc