Un exemple el tenim en la imatge que il·lustra aquesta entrada. El senyor és en Ed Turner, de Whittier, Califòrnia.
Pel que podem deduir viatja amb la seva afició sense gaires manies per tot arreu, buscant els millors emplaçaments per gaudir de l'observació de l'espai.
El cas és que l'artefacte instal·lat al seu vehicle no sabem quan de temps li haurà durat, tenint en compte com devien ser les carreteres nord-americanes l'any 1933, i si les òptiques van resultar ser prou consistents.
Vosaltres decidiu si és exactament gaire portàtil, al menys espectacular si que ho és.
Els investigadors han creat milions d’universos virtuals. Amb l’objectiu de comparar aquestes simulacions d’ordinador amb l’Univers en què vivim actualment. Traient conclusions sorprenents sobre la formació d’estrelles i l’evolució de les galàxies.
Dos mil computadors per processar les dades dels astrònoms simultàniament durant tres setmanes. Vuit milions d’universos virtuals creats. I comparacions amb els darrers vint anys d’observacions astronòmiques. Tot això per arribar a conclusions que qüestionen el paper de la matèria fosca en la formació de galàxies, l’evolució d’aquestes i com sorgeixen les estrelles.
Per estudiar l’evolució de les galàxies al llarg del temps, els astrònoms fan servir la simulació informàtica. Tradicionalment, posen a prova les seves teories una per una. Però els investigadors de la Universitat d’Arizona (USA) han escollit una estratègia diferent. Utilitzant un supercomputador, van generar milions d’universos diferents. Objectiu: posar a prova diferents teories físiques sobre la evolució de les galàxies.
Segons els investigadors, aquesta és la primera vegada que les simulacions per ordinador han aconseguit produir universos semblants al nostre. Cadascuna contenia uns 12 milions de galàxies i cobreix un període de 400 milions d’anys des del Big Bang fins als nostres dies. I tot amb regles físiques subjacents similars a les que coneixem. Una prova del poder d’aquest enfocament.
Galàxies més prolífiques del que s’esperava
"Fa temps que pensàvem que moltes galàxies van deixar de formar estrelles", va dir Peter Behroozi, astrònom de la Universitat d'Arizona. Però els universos virtuals creats pel seu equip, i que es corresponen amb l’univers observat avui, demostren que les galàxies continuen produint estrelles molt més temps del que pensaven els astrònoms. Les simulacions basades en models actuals, d’altra banda, donen moltes més galàxies vermelles, perquè una galàxia que ha deixat de formar-se estrelles durant molt de temps conté menys estrelles blaves, (que les que els investigadors poden observar al cel).
Recreació artística de la fusió de les galàxies B14-65666 localitzades a 13.000 milions d'anys llum de distància. Clic per engrandir. Crèdit: NAOJ.
"Està clar que en el passat, les galàxies han format estrelles amb més eficàcia del que creiem", conclou l'astrònom. I com a resultat, l’energia alliberada pels forats negres supermassius i les estrelles que esclaten han de ser, d’altra banda, menys efectives per bloquejar el procés de formació d’estrelles del que preveuen les nostres teories".
Per tal de posar llum sobre la formació de galàxies, els astrònoms tenen previst ampliar les seves simulacions. Volen incloure la morfologia de les galàxies i algunes dades sobre l'evolució d'aquesta morfologia al llarg del temps.
Més informació sobre les galàxies en aquest blog, fent un clic aquí.
Descoberta per Philippe Loys de Chéseaux en 1745-46. Independentment descoberta per John Bevis abans de 1750.
El cúmul obert M35 consisteix en diversos centenars d'estrelles (de la qual Wallenquist n'ha comptat 120 amb magnitud aparent superior a 13 mag) disperses sobre l'àrea que cobreix la lluna plena (30'); l'Sky Catalogue 2000.0 i la primera edició de Uranometria 2000.0 li concedeixen 200 membres, la segona edició de Uranometria 2000.0 en considera 434, i Cudworth (1971) ha comptat 513 estrelles probables membres. A la seva distància de 2.700 (WEBDA) o 2.800 anys llum (Sky Catalogue 2000.0), això correspon a un diàmetre lineal de prop de 24 anys llum, amb una densitat central d'al voltant de 6,21 estrelles per parsec cúbic. Alguns autors han estimat un diàmetre major de fins a 46'. (H. Shapley in 1930). Tenen una edat de prop de 100 milions d'anys (WEBDA en considera 95,i l'Sky Catalogue 2000.0 dóna 110 milions d'anys), el que és una edat intermèdia, i conté algunes estrelles posteriors a la seqüència principal (incloent diverses gegants grogues i taronges de tipus espectral G tardà o K recent). La seva estrella més calenta en la seqüència principal es considera de classe espectral B3 (Sky Catalogue 2000.0), i la seva classificació Trumpler és III,3,r segons totes les fonts. S'aproxima a nosaltres a 5 km/seg.
El descobriment de M35 s'assigna usualment a Philippe Loys de Chéseaux que la va observar i catalogar el 1745 o 1746. També està impresa en John Bevis Uranographia Britannica que es va completar el 1750, per tant aquest astrònom hauria d'haver descobert independentment abans de llavors, que de Chéseaux. Charles Messier, que la va catalogar el 30 d'agost de 1764, fa esment al descobriment de Bevis.
Clic per engrandir
Fins i tot l'ull nu troba el cúmul fàcilment prop de les 3 estrelles dels peus de les bessones (Gemini) quan les condicions d'observació són bones. Un instrument òptic discret resoldrà les estrelles més brillants i permetrà una magnífica visió a baixos augments, un cúmul gairebé circular amb una distribució estel·lar gairebé uniforme. En els telescopis, els augments baixos i els accessoris per ampliar el camp ocular constitueixen la millor manera d'observar M35.
Els aficionats amb telescopis més potents poden veure la seva debil veïna NGC 2158 (a dalt a l'esquerra en la nostra imatge), situat a uns 15 minuts d'arc al sud-oest de M35. NGC 2158, que té una magnitud aparent de 8,6 i uns 5 minuts d'arc de diàmetre angular, conté moltes més estrelles, és molt més compacta, unes 10 vegades més antiga i unes 5 vegades més remota que M35 (l'Sky Catalogue 200.0 en considera uns 16.000 anys llum), i ja que està constituïda d'estrelles més antigues, la seva llum està dominada per estrelles groguenques, la més potent d'elles és d'espectre tipus F0. A causa d'aquestes propietats, NGC 2158 va ser fins i tot considerada durant un temps candidata a cúmul globular.
Clic per engrandir. Crèdit de la imatge: Google-Sky Map
Encara més cap a l'Oest, al voltant d'uns 50 minuts d'arc des de M35, es pot trobar el feble Cúmul Obert IC2157. Amb una magnitud aparent total de 8,4 i un diàmetre aparent de 8 minuts d'arc, és similar en grandària i brillantor a NGC 2158, però conté moltes menys estrelles; IC 2157 és un cúmul obert i dispers que conté algunes estrelles joves OB extremadament calentes. Òptiques de camp ampli poden incloure als tres cúmuls en un únic camp de visió de prop de 1,5 graus.
• Sr. Barrado i Navascués, CP Deliyannis, and JR Stauffer, 2000. WIYN open clúster study: lithium in cool dwarfs of the M35 open clúster. In: R. Pallavicini, G. micel·la, and S. Sciortino (eds.), Stellar Clústers and Associations: convecció, Rotation, and Dynamos. Proceedings from [ASP Conference, Vol. 198, pàg. 265] [Preprint astre-ph / 9907026]]
• Kyle M. Cudworth, 1971. Relative Proper motions in the region of the open clúster NGC 2168 (M35). Astronomical Journal, Vol. 76, No. 5, pàg. 475-483 (06/1971) [ADS: 1971AJ.....76..475C]
* 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.
Clic a la imatge per engrandir. Crèdit de la imatge: NASA/Naval Research Laboratory/Parker Solar Probe
En l'any transcorregut des del seu llançament, la sonda solar Parker ha recollit una gran quantitat de dades científiques en dues passades properes al Sol.
En aquesta imatge, l'instrument WISPR (sigles en anglès de Visor de Gran Angular de la Sonda solar) de la nau, va veure passar el vent solar durant la primera trobada solar de la nau al novembre de 2018.
La nau incorpora quatre sèries d'instruments científics per recopilar dades sobre les partícules, el plasma del vent solar, els camps elèctrics i magnètics, l'emissió de ràdio solar i les estructures de la càlida atmosfera exterior del Sol, la corona. Aquesta informació ajudarà als científics a desentranyar la física que dirigeix les temperatures extremes a la corona, (que contrari al que es pugui pensar, més calenta que la superfície solar de sota), i els mecanismes que dirigeixen les partícules i el plasma cap al sistema solar.
Aquesta imatge va ser considerada per la NASA imatge del dia el 12 d'agost del 2019.
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.
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.
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)
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.
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.
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.
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)
