Tots els terratrèmols del període 2001-2015

En aquesta entrada al blog podeu accedir a un vídeo editat pel NOAA, sigles de Administració Nacional Oceànica i Atmosfèrica, i el Pacific TWC (Centre d'Avisos sobre Tsunamis del Pacífic), que és un dels dos centres d'avís de tsunamis que opera el NOAA als Estats Units, a on veureu gràfica i seqüencialment els terratrèmols que ha patit el nostre planeta en el període comprés entre els anys 2001 i 2015.

 Aquesta animació mostra tots els terratrèmols enregistrats en seqüència, que es van produir des de l'1 de gener del 2001 fins al 31 de desembre de 2015, a un ritme de 30 dies per segon. Els hipocentres del terratrèmol apareixen primer com a flaixos i després queden com a cercles de colors abans de disminuir amb el temps per no enfosquir els terratrèmols posteriors. La mida del cercle representa la magnitud del terratrèmol mentre que el color representa la seva profunditat dins de la terra. Al final de l’animació, primer mostrarà tots els sismes en aquest període de 15 anys. A continuació, només es mostraran aquells terratrèmols superiors a la magnitud 6,5, la mida més petita del terratrèmol que es coneix com a tsunami. Finalment només mostrarà aquells terratrèmols amb magnitud de 8,0 o més gran, els "grans" terratrèmols més propensos a representar una amenaça de tsunami quan es produeixen sota l'oceà o a prop d'una línia de costa i quan són poc profunds dins de la terra (menys de 100 km. o 60 km de profunditat).

Crèdit imatge NOAA-PacificWTC

Aquest període de temps inclou alguns fets destacables. Diversos grans terratrèmols van causar tsunamis devastadors, incloent-hi un de 9,1 de magnitud a Sumatra (26 de desembre de 2004), magnitud 8,1 a Samoa (29 de setembre de 2009), magnitud 8,8 a Xile (27 de febrer de 2010) i magnitud 9,0 fora de la superficie del Japó (11 de març de 2011). Com la majoria de terratrèmols, aquests esdeveniments es van produir als límits de les plaques, i els esdeveniments veritablement grans com aquests, solen produir-se en zones de subducció on xoquen les plaques tectòniques. Altres terratrèmols molt menors també es produeixen fora dels límits de plaques com ara els relacionats amb l’activitat volcànica a Hawaii o els relacionats amb pous d’injecció d’aigües residuals a Oklahoma.

Característiques notables:

La gran majoria dels terratrèmols es produeixen als límits de les plaques tectòniques. La majoria dels grans terratrèmols (magnitud 8,0 o més gran) són terratrèmols amb qualificació de megaterratrèmols que es produeixen als límits de plaques convergents, també anomenats marges destructius o zones de subducció. Per tal que un terratrèmol suposi un perill de tsunami, ha de moure's verticalment a la vora del mar; per tant, ha de ser gran (normalment 8,0 o més), sota o prop de l’oceà i poc profund dins de la terra (menys de 100 km).

Durant els quinze anys de cobertura d’aquesta animació, 20 terratrèmols van tenir una magnitud de 8,0 o més:
        23 de juny del 2001, MW = 8,4, a prop de la costa del sud del Perú
        25 de setembre de 2003, MW = 8,3, Hokkaido, Japó
        23 de desembre de 2004, MW = 8,1, al nord de l’illa Macquarie (al sud de Nova Zelanda)
        26 de desembre de 2004, MW = 9,1, nord de Sumatra i illes d'Andaman
        28 de març del 2005, MW = 8,6, nord de Sumatra, Indonèsia
        3 de maig del 2006, MW = 8,0, Tonga
        15 de novembre del 2006, MW = 8,3, illes Kuril, Rússia
        13 de gener de 2007, MW = 8,1, a l'est de les illes Kuril, Rússia
        1 d'abril de 2007, MW = 8,1, Illes Salomó
        15 d'agost de 2007, MW = 8,0, a prop de la costa del centre del Perú
        12 de setembre del 2007, MW = 8,4, sud de Sumatra, Indonèsia
        29 de setembre de 2009, MW = 8,1, Illes Samoa
        27 de febrer de 2010, MW = 8,8, a la costa del centre de Xile
        11 de març de 2011, MW = 9,1, a prop de la costa est de Honshu, Japó
        11 d'abril de 2012, MW = 8,6, a la costa oest del nord de Sumatra, Indonèsia
        11 d'abril de 2012, MW = 8,2, a la costa oest del nord de Sumatra, Indonèsia
        6 de febrer de 2013, MW = 8,0, a l'oest de Lata, Illes Salomó
        24 de maig de 2013, MW = 8,3, mar d'Okhotsk, Rússia
        1 d'abril de 2014, MW = 8,2, nord de Xile
        16 de setembre de 2015, MW = 8,3, centre de Xile

Per saber-ne més

Mw: Escala sismològica de Magnitud de moment

És l'escala logarítmica que s’utilitza per a mesurar i comparar la magnitud dels terratrèmols i que es basa en la mesura de l’energia total que és alliberada en un sisme.

L’escala de magnitud de moment fou proposada el 1979 per Thomas C. Hanks i Hiroo Kanamori com a successora de l’escala sismològica de Richter, perquè és més exacte a l’hora de mesurar grans sismes i no resta limitada per valors alts, com sí que passa amb la de Richter.

En aquesta escala logarítmica, cada unitat de magnitud correspon a un increment d’arrel quadrada de 1.000, o bé, aproximadament, a 32 vegades l’energia alliberada. És a dir que, un sisme de magnitud 8 és 32 vegades més gran que un de magnitud 7; 1.000 vegades més gran que un de magnitud 6; 32.000 vegades més gran que un de magnitud 5, i així successivament. L’estimació de la magnitud de moment és complexa, i es calcula emprant diversos mètodes matemàtics i també diferents tipus de dades. Així mateix, cal tenir en compte que, si s’utilitzen dades locals, han d’haver transcorregut com a mínim 15 minuts des que té lloc el sisme, i fins a 30 minuts si es fan servir dades llunyanes.

A diferència d’altres, l’escala de magnitud de moment no té un valor per sobre del qual els terratrèmols més grans reflecteixin magnituds molt similars. D’altra banda, permet fer comparacions directes entre diferents sismes. Això és possible perquè l’escala de magnitud de moment és una funció i depèn del desplaçament de la falla, de l’àrea involucrada i d’un paràmetre anomenat mòdul de deformació, el qual depèn, al seu torn, del tipus de sòl. Un altre avantatge d’aquesta escala és que coincideix i manté els paràmetres d’energia alliberada i de magnitud en una escala logarítmica, de l'escala sismològica de Richter.

La magnitud es determina a partir del valor Mw, on Mo correspon al moment sísmic i w fa referència al treball mecànic (work, en anglès), dut a terme per l’energia sísmica alliberada per la Terra. La quantitat d’energia alliberada per un sisme es defineix així:

Mo = α DA

on Mo és el moment sísmic, mesurat en dines-cm, α és la rigidesa de la roca en dines/cm2, D és el desplaçament mitjà de la falla en cm i A és l’àrea del segment que pateix la ruptura expressada en cm2.

Per a la seva determinació s’utilitza la següent expressió:

Mw = 2/3 log Mo – 10.7

La quantitat d’energia alliberada més gran que s’ha pogut mesurar és la del terratrèmol de Xile del 22 de maig de 1960, durant el qual s’assolí una magnitud de moment (Mw) de 9,5.

Font: Gran Enciclopèdia Catalana

Ho he vist aquí

Catàleg Charles Messier. Objecte M34

Clic a la imatge per engrandir. Crèdit: WikiSky

Descoberta per Giovanni Batista Hodierna abans de 1654.

Aquest cúmul obert d'edat intermèdia i amb unes 100 estrelles (segons HS Hogg) queda a uns 1.400 anys llum i amb una dispersió d'uns 35 minuts d'arc, més gran que el diàmetre de la Lluna plena. Aquest diàmetre angular correspon a un diàmetre lineal de 14 anys llum; Wallenquist ho ha estimat una mica més gran (42' que es corresponen a 18,5 anys llum).

Aquest cúmul va ser classificat com Trumpler tipus I, 3, m (Sky Catalog 2000) o II, 3, r (Götz). La seva aparença està influenciada per una estrella no membre de magnitud 7,3, mentre que l'estrella membre més brillant té magnitud 7,9.

L'edat de M34 va ser estimada en uns 110 milions d'anys per Van Hoerner el 1957, tot i que l'Sky Catalog 2000 dóna un valor més modern de 190 milions d'anys. Aquest valor s'ha actualitzat a 180 milions d'anys, d'acord amb els nous càlculs de l'equip Geneva de G. Meynet.

Considerant el moviment espacial de M34 i altres cúmuls, OJ Eggen (1983) va trobar que coincideix amb el de diversos d'ells, incloent les Plèiades (M45), NGC 2516, IC 2602, el Cúmul Alfa Persei (Melotte 20) i el Cúmul Delta Lyrae (Stephenson 1). Va anomenar a aquest grup de cúmuls la "Associació Local".

M34 va ser trobat primer probablement per Giovanni Batista Hodierna abans de 1654 i redescobert per Charles Messier el 25 d'agost de 1764.

El cúmul obert M34 pot trobar-se fàcilment (fins i tot a ull nu si les condicions són bones, i apareix com una tènue taca borrosa) ja que està just al nord de la línia que va de Algol (Beta Persei) a Gamma Andromedae. Es resol en estrelles fins amb binoculars de 10x50 i encara millor amb telescopis petits. Malles descriu la figura que formen les estrelles més brillants com un "X" distorsionada, mentre que a Kenneth Glyn Jones li sembla que formen tres braços corbats que surten del centre. Unes 20 estrelles més brillants, que omplen una àrea de 10', estan envoltades per un nombre més gran de membres circumdants més tènues; telescopis d'aficionat més grans mostren un total d'unes 80 estrelles. Moltes estrelles estan col·locades en parells, notablement la binària òptica h 1123 (catalogada per John Herschel) a prop del centre del cúmul (dues estrelles de magnitud 8,0-8,5 de tipus espectral A0, separades 20" amb una distància angular de 248 graus) i la Otto Struve 44 prop de la vora sud-est (a: 8.4, B: 9.1, separades 1,4' amb distància angular de 55 graus), aquesta binària va ser descoberta per Otto Struve en 1840, amb un refractor de 36 centímetres.

* kal: quiloany llum, és un miler d'anys llum, o 307 parsecs. Els quiloanys llum es fan servir normalment per mesurar distàncies entre parts d'una galàxia.

M34 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog

Catàleg Charles Messier. Objecte M33

Clic a la imatge per engrandir

Probablement descoberta per Hodierna abans de 1654. Descoberta independentment per Charles Messier el 1764.

La galàxia del Triangle M33 és un altre membre destacat del Grup Local de Galàxies. Aquesta galàxia és petita comparada amb la seva aparent veïna, la galàxia d'Andròmeda M31, i amb la nostra galàxia Via Làctia, però supera la mida mitjana de les galàxies espirals en l'univers. Una de les galàxies més petites membres del Grup Local, LGS 3, possiblement sigui un satèl·lit de M33, mentre que aquesta al seu torn pot ser una companya remota de la galàxia d'Andròmeda M31, lligada gravitatòriament.

M33 s'apropa a nosaltres (al nostre Sistema Solar) a 182 km/s d'acord amb R. Brent Tully, o a 179 +/- 3 km/s segons NED. Corregint per tenir en compte el nostre moviment al voltant del Centre Galàctic de la Via Làctia, s'aproxima a la nostra Galàxia a 24 km/s.

M33 probablement va ser primer descoberta per Hodierna abans de 1654 (potser juntament amb el cúmul obert NGC 752). De forma independent, HO va ser per Charles Messier, i catalogada per ell el 25 d'Agost de 1764. No obstant això, William Herschel, qui habitualment procurava evitar de manera acurada numerar els objectes de Messier al seu catàleg, li va assignar el nombre H V.17 , d'acord amb una observació amb data 11 de Setembre de 1784. També a causa de la catalogació de Herschel, la regió HII més brillant i gran (nebulosa difusa d'emissió que conté hidrogen ionitzat) ha obtingut un nombre propi del catàleg NGC: NGC 604 (Segons William Herschel, H III.150); està situada a la part nord-oest de la galàxia; es tracta del nus brillant situat a prop de la part superior de la nostra imatge (a dalt). Aquesta és una de les majors regions H II conegudes fins ara: té un diàmetre d'aproximadament 1500 anys-llum, i un espectre similar al de la nebulosa d'Orió M42. Hui Yang (Universitat d'Illinois) i Jeff J.Hester (Universitat de l'Estat d'Arizona) han pres una fotografia de NGC 604 amb el Telescopi Espacial Hubble, resolent al voltant de 200 estrelles joves calentes i massives (de 15 a 60 masses solars) formades allà recentment.

M33 es troba entre les primeres "Nebuloses espirals" així identificades per William Parsons, Tercer Comte de Rosse; vegeu el seu dibuix. També figura entre les primeres "nebuloses" identificades com galàxies, en les quals es van trobar variables Cefeides; Edwin Hubble va publicar un estudi fonamental en 1926 (Hubble 1926).

Altres nusos en els braços espirals de M33 han rebut els seus propis números del catàleg NGC; es tracta de NGC 588, 592, 595, i NGC 603 (l'últim figura com inexistent en el catàleg RNGC encara que s'esmenta que ja va ser llistat per Zwicky), així com els IC 131, 132, 133, 134, 135, 136, 137, 139-40, 142, i 143 (NGC 2000.0 llista IC 134 i 139-40 com estel·lars, mentre el Manual de l'Observador de la Societat Webb per al Cel Profund, Vol. 4 [Galàxies] mostra IC 139-40 a la carta de la p. 215, la qual s'acredita a Ronald J. Buta de l'Observatori McDonald, Universitat de Texas). Alguns d'ells poden també ser identificats en el nostre mapa. Kenneth Glyn Jones assenyala que haurien de ser visibles en telescopis de 12,5 polzades (30 cm). La nebulosa d'emissió gegant NGC 595 va ser investigada per William H. Waller amb l'HST (vegeu Astronomy, juny 1995, pàg. 16-18); mitjançant el Hubble va resoldre les estrelles calentes i massives que exciten el gas de la nebulosa per fer-la brillar.

La nostra imatge, obtinguda per David Malin a partir de plaques fotogràfiques obtingudes mitjançant el Telescopi Isaac Newton a La Palma, mostra diversos d'aquests objectes en els braços espirals d'aquesta bonica galàxia espiral Sc (NGC 604, per exemple, és la taca vermella prominent prop de la vora esquerra en la meitat superior de la nostra foto). Els lectors que mostrin interès poden obtenir més informació detallada sobre aquesta imatge (anglès). A través de diferents processats, David Malin ha realçat diverses característiques en imatges alternatives d'aquesta foto INT de M33.

Els resultats del satèl·lit Hipparcos han portat a una revisió de l'escala de les distàncies còsmiques, afectant per tant a la nostra distància a M33: el valor actual és al voltant de 3,0 milions d'anys-llum. La majoria de les fonts donen una distància de 2,3 a 2,4 milions d'anys-llum, però el Catàleg Celeste 2000.0 s'indica més de 2,9 milions d'anys-llum (900 kpc), el que per casualitat resulta més exacte després de la nova recalibració de les distàncies a través de les Cefeides, deguda als resultats de 1997 del satèl·lit Hipparcos. Les investigacions de les Cefeides en M33 de 1991 (Freedman et.al., 1991) han revelat que M33 està a una distància lleugerament més gran de nosaltres que la Galàxia d'Andròmeda M31. Amb els nostres valors de distàncies, l'existent entre M33 i M31 és prop de 750.000 anys-llum. Assumint el valor anterior, la seva dimensió angular de 73 minuts d'arc en l'eix major (al voltant de 2,5 vegades el diàmetre de la Lluna) es correspon a prop de 50.000 anys-llum, la meitat del diàmetre de la Via Làctia. No obstant això, els confins més tènues semblen arribar molt més lluny, de manera que el diàmetre real ha de ser almenys de 60.000 anys-llum. La massa de la Galàxia del Triangle s'ha estimat entre 10 i 40 mil milions de masses solars.

La galàxia del Triangle M33 és de tipus Sc, i fins i tot una representant "tardana" d'aquest grup, de manera que Tully la classifica com SCD (en el Catàleg de Galàxies properes). Els seus braços pronunciats mostren nombroses regions vermelloses HII (incloent NGC 604), així com núvols blavosos d'estrelles joves. Baade ha descobert també estrelles de la Població II, i s'han trobat cúmuls globulars. Malgrat que no s'han detectat encara supernoves en la galàxia del Triangle, hi ha diversos romanents de supernoves, i van ser cartografiats per astrònoms en ràdio amb alta precisió. S'han descobert com a mínim 112 variables a M33, incloent 4 noves i prop de 25 Cefeides. També se situa en aquest galàxia una intensa font de raigs-X.

Per a l'observador, aquesta galàxia pot apreciar-se a simple vista sota condicions excepcionalment bones; per a la majoria de les persones, és l'objecte més llunyà visible a simple vista (Hi ha rars informes que alguns astrònoms d'ulls de linx van aconseguir veure M81 sota condicions excepcionals, però això és realment excepcional en tots els sentits). Es destaca amb uns bons binocles, però com el seu considerable brillantor total es distribueix amb força uniformitat per una àrea unes quatre vegades més gran que la coberta per la Lluna plena, la seva lluentor superficial és extremadament baix. Per tant, és difícil o impossible veure aquesta galàxia en telescopis que no permetin poca ampliació, com més baixa millor per a aquest objecte!. La millor visió de M33 aconseguida per l'autor va ser amb refractor de 6 polzades (14,5 cm) amb una ampliació de 25. M33 és també un objectiu gratificant per l'astrofotògraf, que pot captar els braços espirals i les nebuloses més brillants sense un equip particularment car.

Aquells observadors més ambiciosos amb telescopis majors (obertura >40 cm) poden tractar de captar algun dels cúmuls globulars de M33; Rich Jakiel ha registrat 5 cúmuls globulars en M33 amb un telescopi de 50 cm.

Per saber-ne més:

* kal: quiloany llum, és un miler d'anys llum, o 307 parsecs. Els quiloanys llum es fan servir normalment per mesurar distàncies entre parts d'una galàxia.

Què és el SEDS?: Son les sigles en anglès de Estudiants per a l'Exploració i el Desenvolupament de l'Espai. És una organització internacional d'estudiants que té com a finalitat promoure l'exploració i el desenvolupament de l'espai mitjançant projectes educatius i d'enginyeria. Més info (en anglès)

M33 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog

Com evitar el mareig anant en vaixell?

Estiu, època de vacances i de fer activitats a les que no hi estem gaire acostumats. D'aquestes n'hi ha unes quantes relacionades amb el fet de moure's en vehicles de tota mena. Però n'hi han algunes que porten de cap a més d'un, ens referim als viatges o passejades en vaixell. Molta gent pateix quan puja a un vaixell o a qualsevol artefacte capaç de surar l'anomenat mal de mar, mareig o més correctament Cinetosi.

Explicarem breument en que consisteix i donarem uns consells per eliminar o al menys apaivagar els seus molestos símptomes.

La malaltia pel moviment vinculada al mar, també anomenada Cinetosi, afecta entre el 20% i el 80% de la població segons les condicions i amoïna tant als mariners com als navegants. Tot i això, és possible reduir o fins i tot eliminar els símptomes ràpidament.

El mal de mar és un fenomen comú a tots els transports i s'anomena Cinetosi, a causa d’un conflicte al cervell entre la percepció visual i l’oïda interna que controla l’equilibri. Al mar, el fenomen s’amplifica per les ones i els moviments de l’embarcació, més importants que els relacionats amb el cotxe, cosa que accentua el balanceig del cos i del cap. La cinetosi provoca nàusees, marejos, salivació excessiva i vòmits. Els nens de 2 a 12 anys i gent gran són generalment més sensibles, i el fenomen es més marcat en embarcacions petites, més subjectes a les onades. El malestar generalment desapareix després de dos o tres dies al mar, excepte en un 5% de persones molt sensibles.

Els remeis contra el mal de mar o mareig

Si és possible, trieu una cabina al centre de l’embarcació, perquè es mou menys en el seu centre de gravetat. Quan un es troba a la part davantera o a la part posterior d'una nau llarga, el moviment cap amunt és molt sensible i predisposa al mal de mar.

Estabilitzeu la vostra postura: segons un estudi de la Universitat de Montpeller, és possible aconseguir no marejar-se molt fàcilment millorant l'estabilitat, per exemple separant una mica els peus. Aconseguir aquesta adaptació pot portar des d'uns quants minuts fins a uns quants dies, les persones que tenen un bon equilibri natural a terra s’acostumen molt més ràpid fins i tot sense haver estat abans mai en un vaixell.

Fixeu la mirada a l’horitzó: quan es mira "lluny", el paisatge “es mou” menys, cosa que millora l’estabilitat del cos. Sobretot no inclini el cap cap endavant per llegir ni mirar el mòbil.

Quedeu-vos a la coberta per gaudir de l’aire fresc.

Menjar lleuger abans de la sortida i durant el viatge, centrant-se en aliments dolços (poma, plàtan, compota ...), pa o galetes. Alguns també recomanen Coca-Cola sense bombolles. Els lactis, en canvi, solen agreujar els símptomes.

Eviteu les olors de gasolina o gasoil, fum de cigarretes, olors de cuina o peix (per als pescadors). Per contra, alguns aconsellen respirar una llesca de llimona o menta.

Mantenir-se actiu: estar enllitat acostuma a agreujar els símptomes. A més, és fonamental pensar en una altra cosa. En un vaixell de vela, intenteu maniobrar la barca i en un vaixell, aprofiteu per passejar per la coberta. A un creuer, d'activitats no en falten!

Prendre medicaments: els tractaments per al mareig son coneguts per tots, no farem publicitat de cap marca, però en cas de dubte podeu consultar al vostre farmacèutic/a, i tenen com a efecte principal adormir, fet que redueix les nàusees.

Porteu una polsera d’acupressió, aquest tipus de polsera exerceix pressió sobre el punt d’acupuntura del canell P6, que es troba a només tres dits de la part del palmell de la mà. Aquestes polseres semblen força efectives, fins i tot pels mariners, tot i que l'efecte és en gran mesura un placebo.   

Cobriu-vos: el fred i la fatiga són les primeres causes de nàusees. 

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M32

Messier 31 (la Galàxia d'Andròmeda), amb Messier 32 i Messier 110.
Crèdit: Wikisky. Clic per engrandir.

M32 és una galàxia satèl·lit d'Andròmeda M31.

Va ser descoberta en 1749 per Guillaume-Joseph-Hyacinthe-Jean-Baptiste Le Gentil de la Galaziere (Le Gentil).

M32 és la petita, però brillant, companya de la Grandiosa Galàxia d'Andròmeda, M31, i com a tal forma part del Grup Local de galàxies. Pot trobar-se fàcilment quan s'observa la Galàxia d'Andròmeda ja que es troba situada a 22 minuts d'arc exactament al sud de la regió central de M31, recoberta per sobre de les rodalies dels braços en espiral. Es mostra com una taca singularment rodona i brillant, lleugerament allargada a la posició d'angle de 150-330 graus i és fàcilment visible amb telescopis petits. El·lípticament és E2, és a dir, el diàmetre menor, o eix, o la seva imatge de forma el·líptica, projectada al llarg de la nostra línia visual, és una fracció de 0,2, o sigui un 20 per cent més curt que el seu eix major.

M32 és una nana el·líptica de tan sols uns 3.000 milions de masses solars i un diàmetre lineal d'uns 8.000 anys llum, molt petita comparada amb la seva gegantina veïna en forma d'espiral. No obstant això i sorprenent per a una galàxia tan petita, el seu nucli és de propietats comparables a la de la M31: Al voltant de 100 milions de masses solars, 5.000 sols per parsec cúbic, es troben en ràpid moviment al voltant d'un objecte amb súper massa. A causa d'aquest nucli, la M32 de vegades és classificada com CE2 en comptes de E2, p.e. per NED.

A prop del centre d'aquesta galàxia, el cel estaria dominat per aquest objecte i ple amb els membres d'aquesta galàxia, mentre que a les ribes, només un hemisferi estaria ple, mentre que l'altre només mostraria unes poques estrelles distants i l'espai intergalàctic. Cap a la M31, aquesta galàxia donaria una vista fascinant al cel nocturn d'un astrònom virtual a les afores de M32.

A M32 la veiem com sobreposada sobre dels braços en espiral de la major M31. Per això és d'interès conèixer si es troba abans o després del disc de la gran galàxia. Les investigacions amb espectrografies no han mostrat cap absorció que podria esperar-se si la seva llum hagués passat per la matèria interestel·lar del disc de la M31, la qual cosa suggereix que la M32 està més propera a nosaltres que aquesta part de la M31.

La velocitat radial de l'M32 ha estat establerta en 203 quilòmetres per segon (R. Brent Tully) o en 205,8 km/s (NED.) en acostament al sistema heliocèntric, p.e., cap al nostre Sistema Solar; corregit per a la rotació galàctica, M32 es troba actualment en repòs (RV=0) en relació amb el Centre Galàctic de la Via Làctia. Comparada amb M31, s'està acostant a uns 100 km/s més lenta i considerant la seva distància més propera, està acostant-se a M31 a aquesta velocitat en el component radial.

La M32 i l'altra companya brillant de la M31, la M110, són les galàxies el·líptiques brillants més properes a nosaltres, de manera que també són les més ben investigades. Totes dues van ser determinades per contenir estrelles per Walter Baade en 1944 amb el telescopi Hooker de 100 polzades a la Muntanya Wilson quan també va determinar el nucli de la M31 (Baade 1944). Baade va reconèixer que les seves estrelles eren majorment una població vella, tipus II d'estrelles i gairebé tan brillants (i pel mateix aproximadament a la mateixa distància) com les de la M31, confirmant així la seva proximitat a la gran galàxia espiral. Hi ha diferències molt notòries entre aquestes galàxies nanes: Mentre que la M32 és una el·líptica típicament genèrica, compacta i d'un gran brillantor en la seva superfície, la M110 està molt més solta, té menor brillantor superficial i mostra estructures peculiars; ara, la M110 es classifica sovint com una galàxia nana esferoidal en comptes de el·líptica. Sorprenentment, la M32 no té cúmuls globulars (novament, a diferència de la M110 que en té 8).

M32, com totes les galàxies el·líptiques típiques, està formada majorment d'estrelles velles, de les quals només les de massa baixa, intrínsecament les de menor brillantor, han sobreviscut fins a la data; com de costum en poblacions tan ancestrals (p.e., també en els cúmuls globulars), les estrelles de major massa han acabat probablement les seves vides d'activitat nuclear fa molt de temps -sent ara nanes petites o estrelles de neutrons. No obstant això, l'espectre i el color d'aquesta galàxia (M32 té un espectre general tipus G3 i un índex de color BV=,75), indiquen que les seves estrelles tenen abundància de productes químics diferents d'aquelles en els globulars vells que són pobres en elements pesats. En canvi, sembla que hi ha una població d'estrelles més riques en elements pesats, les quals són més joves aparentment, només 2 o 3 mil milions d'anys, barrejades entre les estrelles velles com una contaminació menor.

Clic per engrandir. Crèdit a_symon

Entre mig de les estrelles de la M32, s'han trobat algunes nebuloses planetàries, però no núvols de material interestel·lar, així com tampoc núvols de gas ni senders de pols ni hidrogen neutral, ni tampoc cap cúmul obert. Aparentment, la M32 ja no és capaç de produir estrelles noves, sinó que consisteix d'estrelles velles, barrejades amb algunes d'edat intermèdia. D'acord amb les investigacions de dades multicolor, aquesta població estel·lar és molt més semblant a la d'una el·líptica molt més gran que la d'una de les típiques nanes de la seva mida, les quals són típicament del tipus nan esferoïdal.

Alguna nova passa ocasionalment a M32. Una nova va ser recentment descoberta a M32 al 31 d'agost de 1998 com a part del programa d'Investigació de Súper Noves de l'Observatori Lick, per un equip d'astrònoms de la Universitat de Califòrnia a Berkeley, encapçalats per E. Halderson (1998). Aquesta nova va tenir lloc aproximadament a 28,5 arc segons oest i 44,7" sud del nucli de la galàxia aconseguint una magnitud 16,5. Cap súper nova ha estat observada encara en aquesta galàxia.

Com indiquen la seva població d'estrelles, la mida del nucli i la seva compactació, la M32 dóna la impressió de ser una galàxia el·líptica molt més gran. Per aquest motiu, sembla possible que M32 hagués estat molt més gran en algun moment, però va perdre les seves estrelles exteriors i també tots els cúmuls globulars que podia haver tingut, en una o més trobades properes amb la Galàxia d'Andròmeda M31. Aquestes estrelles i cúmuls van ser absorbits per, o integrats en, i són ara part de l'halo de la M31. Que la M32 hagi tingut una trobada propera recentment amb la seva veïna més gran és una cosa que sorgeix perquè aparentment va causar i va deixar pertorbacions en el patró espiral de la gran galàxia.

M32 va ser la primera galàxia el·líptica en descobrir-se, va ser Le Gentil el 29 d'octubre de 1749. Va ser Charles Messier qui ha remarcat en la seva descripció que havia vist aquest objecte el 1757 (el seu primer registre d'una observació en un dels "seus" objectes), i que la va catalogar el 3 d'Agost de 1764 i va incloure a la M32, juntament amb la M110, en el seu dibuix de la "Gran Nebulosa" d'Andròmeda. Halton Arp l'ha inclòs com el Nº 168 en el seu Catàleg de Galàxies Peculiars.

M32 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog.

El forat negre al centre de la Via Làctia s’ha convertit de cop en 75 vegades més brillant

El forat negre supermassiu al centre de la Via Làctia va tenir un inici d'activitat sobtat el proppassat 13 de maig sense que els astrònoms sabessin com podria haver passat. 

Però, què va passar amb Sagitari A*, el forat negre de 4 milions de masses solars que regna al cor de la nostra galàxia, per que va brillar bruscament 75 vegades més del que és habitual? El 13 de maig, els astrònoms que van venir a estudiar a l’Observatori de Keck no s’ho podien creure quan es van asseure davant dels seus ordinadors. Mai l'havien vist tan brillant als infrarojos propers durant més de vint anys d’observació. I si va ser així, va irradiar amb més intensitat abans que Tuan Do, de la Universitat de Califòrnia a Los Angeles (UCLA), i el seu equip van començar a mirar-lo.

Heus aquí un lapse de temps d'imatges de més de 2,5 hores del mes de maig des de l'Observatori Keck del forat negre supermassiu Sgr A *. El forat negre sempre és variable, però aquest és el més brillant que hem vist en l'infraroig fins ara. Probablement era encara més brillant abans que comencéssim a observar-lo aquesta nit! va anunciar Tuan Do al seu twitter.

Què va pertorbar l’entorn de Sagitari A *?

Alguna cosa ha arribat a fregar a l’horitzó del supermassiu forat negre per provocar aquest esclat. Una cosa que els investigadors no preveien. De moment, encara no han establert les causes específiques d'aquest incendi sobtat, però encara tenen un sospitós al seu visor: S0-2, una estrella molt a prop de la boca del monstre. Sens dubte el seu proper "gran" dinar, que fa un any va flirtejar només a 20 mil milions de quilòmetres (17 hores llum, és a dir aproximadament 120 vegades la distància entre la Terra i el Sol). La seva proximitat va ser, per tant, capaç de sacsejar el flux de material (gas i pols) que arriba al disc d’acreció. En resum, un efecte retardat de les pertorbacions gravitacionals generades pel seu pas. O, en un altre escenari previst en el seu article per aparèixer a The Astrophysical Journal Letters (disponible a arXiv): es tractava d’un esquinçall de l’hipotètic núvol de pols anomenat G2 que s’hauria abocat al Sgr A.*, cinc anys després d’haver-lo fregat a 36 hores llum.

L’òrbita el·líptica de l’estrella S0-2 al voltant del forat negre supermassiu
al centre de la Via Làctia. © ESO, M. Kornmesser

Per posar llum sobre aquest cas, els astrònoms tenen ganes de mirar les dades recollides alhora i en altres longituds d’ona, per grans observatoris com ALMA i Spitzer. En sabrem més aviat.

A sobre, primera imatge d’un forat negre supermassiu: amb zoom sobre l’entorn de M87*. L’animació artística representa una immersió cap a un forat negre supermassiu amagat en una bombolla de gas calent. Està envoltat d’un disc d’acreció on el material s’escalfa tant que es converteix en un plasma molt brillant i és l’origen de dolls de matèria en relació amb la rotació d’un forat negre de Kerr. En aquest cas es tracta de M87*, el forat negre supermassiu que va lliurar la primera imatge d’un objecte d’aquest tipus a l’abril del 2019 gràcies als membres d'Event Horizon Telescope (EHT)

Ho he vist aquí
Més sobre forats negres al blog

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