Catàleg Charles Messier. Objecte M51

 

Descoberta el 1773 per Charles Messier

La famosa galàxia del Remolí, Messier 51 (M51, NGC 5194) és una de les més conspícues, i probablement la galàxia espiral més coneguda del cel.

La famosa Galàxia del Remolí M51 va ser un dels descobriments originals de Charles Messier. La va descobrir el 13 d'octubre de 1773 quan observava un cometa, i la va descriure com una nebulosa molt tènue, sense estrelles, que resulta molt difícil de veure. La seva companya, NGC 5195 (M51B), va ser descoberta el 1781 pel seu amic, Pierre Méchain, de manera que ja la esmenta en el catàleg Messier de 1784: "És doble, cadascuna amb un centre brillant, que estan separades per 4'35". Les dues "atmosferes" es toquen entre si, i una és encara més feble que l'altra". NGC 5195 va rebre el seu propi número per part de William Herschel: H I.186. Ocasionalment sorgeix alguna confusió sobre el que vol dir la designació M51: el parell (justificat per la menció de Messier de "les dues nebuloses") o la galàxia més gran, NGC 5194. Si el que s'indica és el parell, NGC 5194 és nomenada de vegades "M51A", i NGC 5195 és llavors "M51B".

Clic a la imatge per engrandir. Crèdit imatge: Hubble, NASA, ESA, S. Beckwith (STScI)
y l'equip de STScI/AURA.

M51 és el membre dominant d'un petit grup de galàxies. Es troba a uns 37 milions d'anys llum de distància i tot i així resulta conspícua, sent en realitat una galàxia gran i lluminosa. El valor de la distància de M51 (i de tot el grup) no és molt ben coneguda. El nostre valor, de 37 milions, es basa en mètodes fotomètrics donats per Kenneth Glyn Jones, per exemple. Alguns autors donen nombres significativament menors (menys de 20 milions d'anys llum), però un Informe de Premsa del 2001 de STScl dona 31 milions d'anys llum.

Aquesta galàxia va ser la primera en què es va descobrir una estructura espiral, per Lord Rosse a la primavera de 1845, qui en va realitzar un acurat i precís dibuix. Per això, a M51 se l'anomena de vegades Galàxia de Rosse o "el signe d'interrogació" de Lord Rosse. Fins i tot, se l'anomena amb aquest nom (vegeu, per exemple, NED).

Segons els nostres coneixements actuals, la pronunciada estructura espiral és un resultat de l'actual trobada de M51 amb la seva veïna, NGC 5195 (la més tènue en la descripció de Messier). A causa d'aquesta interacció, el gas de la galàxia va ser comprimit en algunes regions, el que va resultar en la formació de noves estrelles joves. Com és comú en les trobades entre galàxies, l'estructura espiral es veu induïda amb preferència en la galàxia més massiva. Halton Harp ha inclòs a M51 com el Nº 85 en el seu "Catàleg de Galàxies Peculiars" descrivint-la com una "espiral amb una companya d'alta brillantor superficial".

 

 Aquest diagrama estel·lar per M51 representa la vista des de les latituds
mitjanes-nord per al mes i l'hora donats. Crèdit: Stellarium

 

Per a l'aficionat, M51 és fàcil de localitzar i un veritable espectacle si el cel és fosc, però és molt sensible a la contaminació lumínica, que fàcilment la fa desaparèixer en el fons. En condicions molt bones, fins i tot es poden veure suggeriments dels seus braços espirals amb telescopis de 4 polzades o més. Per veure millor al parell, és preferible un baix augment.

El Telescopi Espacial Hubble ha investigat especialment la regió central de M51. El seu nucli compacte està ara classificat com a tipus Seyfert 2,5. Investigacions del Hubble (publicades el 2001) es focalitzen en la investigació dels braços espirals interiors i en els núvols de pols, que són els llocs de naixement d'estrelles massives i lluminoses. El satèl·lit ISO (Infrared Space Observatory; Observatori Infraroig Espacial) de la ESA ha investigat la Galàxia del Remolí a la llum infraroja.

 

 

Imatge superior. Mapa ISOCAM de la Galàxia del Remolí (M51) a una longitud d'ona de 15 micres.

La  propera Galàxia del Remolí, M51, va ser l'objectiu de la "primera llum" d'ISO el 28 de novembre, quan el telescopi es va obrir al cel. Aquesta imatge ha estat reprocessada des de llavors. Les imatges infraroges mostren regions de formació estel·lar al llarg dels braços en espiral de la galàxia i a banda i banda del nucli.

Les observacions d'ISOCAM d'aquesta font han estat discutides en el document "ISOCAM Mapping of the Whirlpool Galaxy (M 51)", Sauvage M. et al. que va aparèixer al número dedicat a ISO de l'"Astronomy and Astrophysics Letters".

M51 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog

Quines són les estacions a la Terra?

Dossier: 10 preguntes essencials sobre l’Univers

En girar-se un cop al dia, el nostre planeta triga un any a realitzar una revolució al voltant del Sol a una distància mitjana de 150 milions de quilòmetres. Si l’eix de rotació fos perpendicular al seu pla orbital, la durada del dia i de la nit seria sempre la mateixa, ja sigui a l’ equador, al nord o al sud dels tròpics.

Però l’eix terrestre s’inclina 23 graus de la vertical. Això implica que la durada del dia i de la nit varia al llarg de l'any. Quan l’ hemisferi nord s’inclina cap al sol, és hivern; els dies són curts i les nits són llargues. Sis mesos després, l’eix nord s’inclina en sentit contrari al Sol, és l’estiu; els dies són llargs i les nits són curtes. A l’ hemisferi sud, és al contrari. 

Clic per engrandir. Alternança de les estacions a l'hemisferi nord. Crèdit: Wikipedia.

Com es poden alterar les estacions?

Tanmateix, aquest ball immutable de les estacions es pot desbaratar. En el passat, la Terra ha tingut llargs períodes glacials i períodes de calor tropical. La darrera glaciació data de fa 11.000 anys. Ens trobem avui en un període relativament tranquil. Anem lentament cap a una era tropical, o tornarem a caure en una nova era de fred?

Per esbrinar, cal comprendre què pot provocar el canvi climàtic al llarg de diversos mil·lennis. Els astrònoms han trobat l'explicació: les variacions de l' òrbita i la inclinació de l'eix de rotació de la Terra són l'origen de les grans èpoques climàtiques.

- La primera variació és el balanceig de l’eix de rotació de la Terra. Igual que un punt de gir, el nostre planeta té un moviment giratori mentre gira al voltant de l'espai. Aquest fenomen, anomenat precessió*, té un cicle de 26.000 anys.

- La segona variació afecta la inclinació de l’eix de rotació, és a dir l’angle que fa amb la vertical al pla de l’òrbita. Aquesta inclinació, que és la causa de les estacions, varia entre 22 i 24 graus segons un cicle de 41.000 anys.

- La tercera variació canvia la forma de l’òrbita terrestre. Ara es troba molt a prop d’un cercle, de manera que el contrast entre les estacions de l’hemisferi sud i l’hemisferi nord, segons si la Terra està més o menys a prop del Sol, és feble. Però l’òrbita terrestre tendeix a deformar-se i, cada 100.000 anys, es transforma en una el·lipse més allargada, que accentua molt les variacions de distància del Sol. 

Aquests tres moviments varien l’angle i la intensitat sota la qual la radiació solar colpeja aquest o aquell punt de la superfície terrestre. Es combinen entre si de manera complexa i són capaços, a la llarga, de canviar completament el patró de les estacions. Un pocs per cent més o menys de la llum solar, acumulada al llarg de segles, acaba provocant grans sequeres o llargues glaciacions.

Però els climatòlegs són incapaços de dir amb certesa si, durant els propers segles, la Terra avança cap a un període més càlid o cap a un període més fred. L’escalfament global actual, degut en part a l’activitat humana, podria alterar la periodicitat astronòmica dels climes.

Podeu accedir a l'índex del blog sobre el dossier "10 preguntes essencials sobre l'Univers" fent un clic aquí.

Per saber-ne més

* La precessió és el moviment semblant al que realitza la part superior d'un giroscopi (o d'una baldufa) en girar quan el seu eix instantani de rotació (CIR) no coincideix amb la perpendicular a terra on se situa o desplaça la trompa. La Terra, com que el seu CIR no és perpendicular al pla format pel seu moviment de translació, també presenta una precessió. A causa d'aquest moviment, la posició que indica l'eix de la Terra en l'esfera celeste es desplaça seguint un cercle tancat cada 25.800 anys (any platònic). El cercle de la precessió té el seu centre en el pol de l'eclíptica; a conseqüència d'això, la posició dels pols celestes canvia contínuament. La precessió és causada per la força gravitatòria de la Lluna, el Sol i la resta de planetes sobre la inflor equatorial de la Terra. El canvi en la direcció de l'eix de rotació de la Terra provoca una variació del pla de l'equador i, per tant, de la línia de tall de tal pla amb l'eclíptica. Aquesta línia assenyala en l'esfera celeste la direcció del punt Àries, que retrograda sobre l'eclíptica, fenomen denominat precessió dels equinoccis. Font: Wikipedia

Autor de l'original: Jean-Pierre Luminet

Ho he vist aquí 

Per què veiem la sang blava a les nostres venes?

La sang que flueix per les nostres venes és vermella. Però, per què de vegades la veiem blava?

Aquesta és una pregunta que jo també m'havia fet en el seu moment, i té una senzilla explicació.

La sang és vermella en la majoria dels animals. Un color degut a una proteïna continguda en els glòbuls vermells o hematies. L’hemoglobina, el nom d'aquesta proteïna, té la funció de fixar l’oxigen en els glòbuls vermells per abastir tots els teixits. I si la sang es vermella, doncs per què apareix blava a les venes?

La pell només deixa passar la llum blava

Els científics han investigat per què els vasos que contenen sang poden ser blavosos en el teixit humà (un estudi del 1996). Van mostrar que el color dels vasos sanguinis estava determinat per diversos factors com ara les característiques de difusió i absorció de la pell a diferents longituds d'ona, l'estat d'oxigenació de la sang, que afecta les seves propietats d'absorció, el diàmetre i la profunditat dels vasos.

De fet, quan les venes s’observen a través de la pell, si semblen blaves, es deu al filtre que constitueix la pell, que permet passar només a la llum blava. Però si poguéssim observar les nostres artèries, que sovint no és possible perquè estan situades a més profunditat en la pell, també les veuríem blaves.

Clic per engrandir. Als esquemes, les venes sovint es representen en blau i
les artèries en vermell. © HANK, Fotolia

El color vermell de la sang està relacionat amb l’hemoglobina

Per fixar l’oxigen, l’hemoglobina té una estructura especial, l’hemo, a on un àtom de ferro té el paper de fixador. Precisament l’oxidació d’aquest àtom de ferro és la que dóna a la sang el seu color vermell, com el color vermell del rovell, que no és altra cosa que el ferro oxidat.

Aleshores és normal tenir en compte que la sang oxigenada, continguda a la majoria de les artèries, és d’un color vermell més viu que la sang menys oxigenada de les venes, que després és de color vermell fosc.

La llegenda de la sang blava de les venes també prové del fet que, en un diagrama, sovint hom dibuixa les venes en blau per distingir-les millor de les artèries, representades en vermell.

Conclusió això de la sang blava és una gran mentida.

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M50

Descobert possiblement per Giovanni Domenico Cassini abans del 1711. Descobert independentment per Charles Messier el 1772.

Aquest cúmul va ser descobert el 5 d'abril de 1772 per Charles Messier, però possiblement Cassini ja l'havia descobert abans del 1711, d'acord a un informe del seu fill, Jacques Cassini, en el seu llibre de 1740, Elements d'Astronomia (Elements of Astronomy).

El cúmul obert M50 es troba probablement a uns 3.200 anys llum de distància. El seu diàmetre angular és de prop de 15x20' que es correspon a una extensió lineal de 20 anys llum aproximadament, la seva densa part central és de tot just uns 10' o 10 anys llum de diàmetre. JE Gore, basat en plaques fotogràfiques preses per Isaac Roberts en 1893, ha estimat la població del seu cos central en unes 200 estrelles. El tipus Trumpler del cúmul aquesta donat com I,2,m (Glyn Jones), II,3,m (Sky Catalog 2000) o II,3,r (Götz). La seva aparença visual és descrita com una 'figura en forma de cor' per Malles i Kreimer.

Clic per engrandir. Crèdit imatge: Wikisky

D'acord a Kenneth Glyn Jones, l'estrella més brillant és de tipus espectral B8 i de magnitud 9,0, mentre que l'Sky Catalog 2000 li atorga un tipus espectral B6 i magnitud 7,85, i la seva edat s'ha estimat en 78 milions d'anys. 7' al sud del centre es troba una gegant vermella M, contrastant excepcionalment amb les seves estrelles veïnes de color blanc-blau. El cúmul també conté algunes gegants grogues.

M50 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog 

 

 

 

Per què els planetes són rodons?

Dossier: 10 preguntes essencials sobre l’Univers

Els planetes del nostre sistema solar. Clic per engrandir. Crèdit imatge: NASA

La Terra és rodona, però també la Lluna, els altres planetes, el Sol i les estrelles. L’explicació la trobareu a la teoria de la gravitació universal elaborada per Isaac Newton al segle XVII. Dues partícules materials s’atrauen mútuament, la força d’atracció és proporcional a la seva massa i a la inversa del quadrat de la seva distància.

En un cos sòlid o líquid, les forces d’atracció mútues entre totes les partícules estan compostes, i tot passa com si les partícules estiguessin atretes a un mateix punt, que és el centre de gravetat del cos. Així, a la superfície de la Terra, els cossos són atrets per tota la massa de la Terra com si estigués reunit al centre. Aquesta és la raó de la gravetat i és per això que els objectes cauen verticalment cap al centre del planeta. En aquestes condicions, un cos celeste suficientment massiu s’estableix de manera natural en un estat d’equilibri hidrostàtic que, en absència de rotació, li confereix una forma perfectament esfèrica.

En un còdol, la mida del qual és petita, les forces d’atracció no són suficients per superar la resistència de la roca a la deformació, i la seva forma és irregular. El mateix amb els asteroides i els nuclis de cometes, el radi dels quals generalment no supera les desenes de quilòmetres: són de forma irregular, com les roques. Només els planetes nans el radi dels quals és superior a uns cinc-cents quilòmetres (el valor precís depèn de la rigidesa del mantell rocós) prenen una forma esfèrica, perquè les forces gravitacionals són prou grans com per formar-les en una bola. El mateix per al Sol i les estrelles, que són molt més massives que els planetes.

Comparació de les mides dels planetes rocosos del nostre sistema solar.
D'esquerra a dreta:Mercuri, Venus, Terra i Mart. © NASA, domini públic

La Terra, una esfera aplanada als pols

Tingueu en compte, però, que la Terra és una esfera només en primera aproximació; es troba lleugerament aplanada als pols i s’infla a l’equador, de manera que la distància d’un pol al centre de la Terra és menor que a uns vint quilòmetres d'un punt de l’equador. El motiu és que la Terra gira sobre si mateixa i és la força centrífuga la que fa que s'aplani. El mateix passa amb els altres planetes, les estrelles i fins i tot els forats negres ...

A més, si no sentim que la Terra gira, és perquè girem al mateix temps que ella i la seva atmosfera , i que aquesta velocitat és constant. Quan es mou en un vehicle amb una velocitat uniforme, no se sent el moviment més que si es troba en repòs. El que el nostre cos percep són acceleracions. Es percep un frenada al cotxe, un forat d' aire o una sacsejada a la carretera, perquè cadascun d'aquests esdeveniments representa una acceleració. Sentim també la rotació d’un carrusel que gira. Aquesta és la força centrífuga; també existeix a la Terra, però és massa feble per contrarestar la nostra massa recolzada per la gravetat.

Podeu accedir a l'índex del blog sobre el dossier "10 preguntes essencials sobre l'Univers" fent un clic aquí.

Autor de l'original: Jean-Pierre Luminet
 Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M49

Descoberta el 1771 per Charles Messier.

La galàxia el·líptica Messier 49 (M49, NGC 4472) és una de las galàxies membre més brillants del Cúmul de la Verge.

La galàxia el·líptica M49 va ser el primer membre del Cúmul de la Verge descobert per Charles Messier, que la va catalogar el 19 de febrer de 1771. És a més la segona galàxia descoberta més enllà del Grup Local després del descobriment de Lacaille de la M83.

Vuit anys després, el 22 d'abril de 1779, en ocasió del seguiment del cometa d'aquest any, i a la recerca de més objectes nebulosos en competició amb altres observadors, Barnabas Oriani va redescobrir independentment aquesta "nebulosa". En el seu Catàleg Bedford (Bedford Catalogue) de 1844, l'Almirall William H. Smyth va confondre aquest descobriment amb el de Messier i va afirmar erròniament: "Aquest objecte va ser descobert per Oriani el 1771". Jonh Herschel va incórrer de nou en aquest error en el seu Catàleg General (General Catalogue, GC) de 1864, atribuint de nou el descobriment a "1771 Oriani". La confusió també es va difondre a través del Nou Catàleg General (New General Catalogue, NGC) de JLE Dreyer.

M49 és una de les galàxies més brillants del Cúmul de Verge amb la seva magnitud aparent 8,5, que correspon a una magnitud absoluta d'aproximadament -22,8, respecte a la seva distància d'uns 60 milions d'anys llum. És una de les galàxies el·líptiques gegants d'aquest gran cúmul (a més de la M60 i la M87) i pertany al tipus E4 segons la classificació de Hubble. La seva extensió de 9x7,5 min/arc és pròpia d'una el·lipsoide amb un eix major projectat d'uns 160.000 anys llum (naturalment no coneixem l'extensió real de la línia d'observació cap a nosaltres, així com tampoc l'orientació espacial dels eixos reals de la el·lipsoide); però és una gran el·lipsoide. Algunes antigues estimacions suggerien una massa superior a la de la propera M87, però ara es dóna per fet que la M87 és molt més densa. Amb el seu tipus espectral G-7 i el seu índex de color +0,76, és més groga que la majoria de les galàxies del Cúmul de Verge. Exposicions més llargues mostren un sistema de dispersió globular que està, però, molt menys poblat que el de la M87 i que és més comparable al de la M60. Segons la llista de WE Harris, aquesta galàxia té un sistema de 6.300 +/- 1.900 cúmuls globulars.

Clic a la imatge per engrandir.

La nebulositat poc definida que hi ha prop de l'estrella més brillant a la zona superior dreta és probablement un petit i feble acompanyant, que també apareix a la imatge DSSM (observeu l'orientació oposada d'aquestes imatges). A la imatge es poden veure molt més acompanyants febles, entre ells la relativament brillant NCG (NGC) 4470 (magnitud fotogràfica 13,0). L'estrella que es troba en primer pla va ser esmentada per primera vegada per John Herschel, i té magnitud aparent 13, de manera que podria ser erròniament presa per una supernova per observadors poc familiaritzats amb aquesta galàxia.

Halton Arp ha inclòs la M49 amb el número 134 en el seu Catàleg de Galàxies Peculiars (Catalogue of Peculiar Galaxies) com "El·líptica amb fragments propers".

Clic per engrandir.

Una probable supernova, la 1969Q, de magnitud aparent 13,0 va ser descoberta en aquesta galàxia al juny de 1969.

M49 al web del SEDS

Índex del Catàleg Messier del blog

 

Quines són les principals forces que regeixen el nostre univers?

Dossier: 10 preguntes essencials sobre l’Univers

La física sempre ha tingut l’ambició d’explicar la diversitat de la realitat per part d’una unitat subjacent. Una llei explica la caiguda de les pomes i el moviment de la lluna , una altra explica l’electricitat i el magnetisme. Agrupant diversos fenòmens en descripcions úniques, els físics han aconseguit reduir-ho tot a quatre grans classes de fenòmens, governats per quatre forces anomenades "interaccions fonamentals".

Simulació de la desintegració d’un bosó de Higgs. © Lucas Taylor, Cern,
Wikimedia Commons, CC 3.0. Clic a la imatge per engrandir.

La gravitació explica la gravetat, la caiguda dels cossos, però també les marees, les trajectòries de la Lluna, els planetes, les estrelles i les galàxies, fins i tot l’expansió de l’ Univers. Està molt ben descrita per la teoria de la relativitat general d'Einstein.

Clic a la imatge per engrandir. Les quatre interaccions fonamentals (gravetat, electromagnetisme,
interaccions fortes i febles), conegudes avui al nostre univers a baixa temperatura (part inferior
del diagrama) es podrien unir progressivament a una energia i una temperatura molt elevades,
pujant així cap al Big Bang (part superior del diagrama). La primera unificació (fusió de la força dèbil i l'electromagnetisme en la força electrofeble) es va dur a terme experimentalment al CERN. © Domini públic.

• L’electromagnetisme reuneix tots els fenòmens elèctrics, magnètics i lluminosos, les reaccions químiques o la biologia, de fet, gairebé tots els fenòmens de la vida quotidiana, a part de la gravetat. Es descriu perfectament per la teoria electromagnètica de Maxwell.

• La interacció forta explica la cohesió dels nuclis atòmics, per tant la mateixa existència del material que coneixem. Es descriu per la teoria de la cromodinàmica quàntica.
  
  
• La interacció feble provoca la desintegració radioactiva de les partícules subatòmiques i permet la fusió termonuclear dins de les estrelles. 

 Aquestes dues últimes interaccions no van ser evidents fins a mitjan segle XX, quan es va començar a comprendre l’estructura dels nuclis atòmics. S’anomenen “nuclears” perquè només s’exerceixen al nivell de nuclis atòmics; per tant, són de molt curt abast. D'altra banda, la interacció gravitatòria (la influència de la qual és minúscula a escala microscòpica) i la interacció electromagnètica són de rang infinit, la seva intensitat disminueix amb la distància.

Cap a una teoria anomenada Gran Unificació

Quatre interaccions per explicar tots els fenòmens físics, és poc. Però encara és massa per als teòrics a la recerca d’unitat. Voldrien reduir aquest nombre. Per exemple, les quatre interaccions fonamentals serien aspectes o nivells diferents d’una mateixa realitat que es podrien caracteritzar a un nivell més profund, és a dir, expressat per una sola teoria “unitària”.

Els treballs dels anys 80 han descrit amb èxit la interacció electromagnètica i la interacció feble pel mateix formalisme; la força única resultant s’anomena “electrofeble”. El famós bosó de Higgs-Englert, descobert el 2012 al Cern, era una de les prediccions últimes d'aquesta teoria unificada. S'espera poder unir un dia aquesta última amb la interacció forta dins d’una teoria anomenada Gran Unificació. L’objectiu final seria també incorporar la gravetat en un patró coherent i s’estan fent molts intents, de moment encara no assolits, com les diverses teories de cordes.

Accedir a l'índex del blog sobre el dossier "10 preguntes essencials sobre l'Univers" fent un clic aquí.

Autor de l'original: Jean-Pierre Luminet

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M48

Clic a la imatge per engrandir

Descobert el 1771 per Charles Messier.

El cúmul obert Messier 48 (M48, NGC 2548) és un cúmul obert visible al cap de la estesa constel·lació de la Hidra, gairebé a la seva frontera amb l'Unicorn.

Aquest cúmul obert va ser descobert per Charles Messier i catalogat per ell mateix el 19 de febrer de 1771. No obstant això, ja que va cometre un error en la compilació de dades, li va atorgar una posició errònia en el seu catàleg de manera que l'objecte va romandre perdut fins que Oswald Thomas el va identificar el 1934, i independentment TF Morris ho va fer el 1959. La identificació de M48 per Oswald Thomas va ser confosa per alguns historiadors, que han denunciat equivocadament que l'objecte que ell havia identificat era M47. Mentre M48 estava perdut, dos redescubrimients independents van tenir lloc: Primer, Johann Elert Bode aparentment el va trobar en o abans de 1782, i segon, Caroline Herschel independentment el va redescobrir el 8 de març de 1783; aquest descobriment posterior va ser publicat pel famós germà de Carolina, William Herschel, qui el va incloure al seu catàleg de H VI.22, l'1 de febrer de 1786.

M48 és un objecte bastant notable i ha de poder ser vist per l'ull nu sota bones condicions. Els binoculars més petits, o telescopis, mostren un grup d'unes 50 estrelles més brillants que la magnitud 13, sent el nombre total d'almenys 80. El nucli més concentrat s'estén sobre els 30 minuts d'arc, mentre els seus voltants arriben als 54', corresponents a un diàmetre lineal de 23 anys llum a una distància de 1.500 anys llum (calculada per Malles/Kreimer i Kenneth Glyn Jones, mentre que l'Sky Catalog 2000 calcula 2.000 anys llum). M48 va ser classificat com a tipus Trumpler I,2,m (Sky Catalog 2000), I,2,r (Glyn Jones) o I,3,r (Götz).

L'edat de M48 va ser estimada en una quantitat al voltant de 300 milions d'anys, l'estrella més calenta és de tipus espectral A2 i magnitud 8,8; la seva lluminositat és d'unes 70 vegades la del Sol. M48 a més conté 3 gegants grogues de tipus espectrals G-K.

M48 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog

 

Observeu com un forat negre distorsiona l’espai-temps

Clic per engrandir. Crèdit: NASA

Si es troba en el món d’objectes fascinants, es tracta de forats negres i els investigadors de la NASA ens conviden avui, 40 anys després del treball pioner de Jean-Pierre Luminet, a descobrir una simulació d'un d’ells. Imatges sorprenents que mostren com la gravetat pot afectar el camí de la llum i influir en la manera de veure el món.

La gravetat distorsiona el temps. Ho va dir Einstein i sobre aquest increïble modelat d’un forat negre proposat per investigadors de la NASA, el fenomen finalment apareix clarament. Aquí, la llum no es mou en línia recta, com és habitual. La seva trajectòria està totalment distorsionada sota l’efecte de la gravetat extrema que regna al voltant d’aquest forat negre.

Aquesta modelització dels investigadors de la NASA també revela com regions diferents del disc d’acreció es poden veure afectades de forma diferent. Almenys segons l’angle en què observem el forat negre en qüestió. 

Així, vist des del costat, l’objecte pren una forma especialment deformada, doblement corbada al seu centre. Sota l'efecte de la gravetat, les regions més allunyades del disc d'acreció (aquest disc de matèria, calent i prim, que gira entorn del forat negre) apareixen per sobre del forat negre. Les regions del disc d'acreció es fan visibles sota el forat negre.

A l’esquerra, el disc d’acreció del forat negre apareix més brillant. Perquè per aquest costat, els gasos se'ns apropen tan ràpidament pels efectes relativistes –ja previstos per Einstein– que augmenten la seva lluminositat. A l’altra banda, està passant el contrari. Però aquesta asimetria desapareix quan mirem el disc des del davant. Des d’aquest punt de vista, de fet, cap matèria es desplaça dins del nostre camp de visió.

Aquesta animació proposa una revolució completa al voltant d’un forat negre simulat i
el seu disc d’acreció seguint un camí perpendicular al disc. El camp gravitatori extrem
del forat negre redirigeix ​​i distorsiona la llum que prové de diferents parts del disc,
però el que veiem depèn del nostre angle de visió. La distorsió més significativa es produeix
quan veiem el sistema seccionat. © Centre de Vol Espacial Goddard de la NASA, Jeremy Schnittman.

Tot és qüestió del punt de vista 

Certes zones del disc d’acreció formen una mena de nusos que s’il·luminen i apaguen a mesura que els camps magnètics enrotllen i deformen la matèria. Més a prop del forat negre, els gasos orbiten a velocitats properes a la de la llum mentre giren una mica més tranquil·lament en zones més llunyanes. Estirant i tallant els nusos de llum per convertir-los en línies clares i fosques.

Quan ens acostem al forat negre, la distorsió de la llum sota l'efecte de la gravetat esdevé tan important que la part inferior del disc d'acreció, igual que les seves regions més llunyanes, ens apareix sota la forma d'un anell de llum que sembla delimitar el forat negre. El que els astrònoms anomenen anell de fotons. Que envolta la zona fosca de l'objecte, anomenada ombra del forat negre. 

Aquest anell en veritat, està compost de diversos anells, cada cop més prims i discrets, formats per la llum després que hagi girat dues, tres o més vegades al voltant del forat negre. I és la forma esfèrica escollida per al forat negre modelat aquí que li dona un aspecte gairebé circular, sigui quin sigui el nostre angle de visió.

Simulacions visionàries

Com ha explicat Jean-Pierre Luminet diverses vegades i amb molts detalls sobre les versions francesa i anglesa del bloc que Futura ha posat a la seva disposició, va ser el primer a finals dels anys setanta a computar per ordinador l'aspecte visual d’un forat negre envoltat d’un disc d’acreció.

 

Una il·lustració de Jean-Pierre Luminet a partir dels resultats d’una simulació informàtica

que mostra l’aparició d’un forat negre envoltat d’un disc d’acreció.
L’efecte Doppler produït pel material calent girant la fa més brillant quan ens apropa a
una fracció notòria de la velocitat de la llum i, al contrari, la fa gairebé fosca a mesura que
s’allunya (dreta). El camp gravitatori del forat negre és tan fort que els raigs de llum del
disc que hi ha darrere del forat negre es dobleguen cap a l'observador i que podem veure
aquest disc per sobre del forat negre. © Jean-Pierre Luminet, Galeria fotogràfica del CNRS

Una simulació numèrica més avançada basada en càlculs en relativitat general
de l’aspecte d’un forat negre envoltat d’un disc d’acreció calent. Va ser creat
per l'astrofísic Jean-Alain Marck el 1991. Extret del documental "Infiniment courbe".
© Autors: Laure Delesalle, Marc Lachieze-Rey, Jean Pierre Luminet.
Directora: Laure Delesalle. Producció: CNRS/Arte, França (1994)

Ho he vist aquí.

L’univers, una màquina que viatja en el temps?

El radiotelescopi ALMA (acrònim de les sigles en anglès de Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), localitzat a una alçada de 5.000 m al desert d'Atacama, a Xile, capta els senyals de ràdio des de molt lluny, emesos fa milers de milions d'anys per les primeres galàxies de l'univers jove. Perquè mirar lluny al cel, és mirar al passat...

La llum té una velocitat finita (uns 300.000 km/s), i triga un temps a arribar-nos. Així, els nostres ulls mai veuen el món tal i com és, sinó com era en el passat. Per al nostre entorn immediat, aquest retard no té conseqüències, excepte filosòficament. La diferència horària a una escala tan petita només es pot mesurar amb instruments de gran precisió.

És molt diferent en astronomia. Així, doncs, la Lluna és a una mitjana de 380.000 km de nosaltres i, per tant, la llum que ens envia triga una mica més d’un segon en arribar-nos. Direm que la lluna està a aproximadament a 1 segon llum. El Sol, a 8 minuts de llum: així que el veiem tal com era fa 8 minuts.

ALMA observa les primeres galàxies de l’univers

Les estrelles estan molt més lluny, a anys llum de distància i les altres galàxies estan més lluny. La més propera a la nostra Via Làctia, anomenada Andròmeda, es troba a 2,55 milions d’anys llum. Per més lluny, les distàncies es mesuren en milers de milions d’anys llum. Observar-les és, doncs, mirar molt al passat. Com que l’univers té 13.7 mil milions d’anys, veiem les galàxies més llunyanes com eren al principi de la història del nostre món: van ser les primeres que es van formar, cosa que ens informa sobre l'edat jove de l’univers.

Tot i això, el senyal que ens arriba és molt feble. Per altra banda, per l'efecte Doppler-Fizeau, aquesta radiació es desplaça cap a les longituds d'ona llargues i és en el camp de les emissions de radio que obté els majors resultats. És per això que els astrònoms han construït radio telescopis i els han volgut cada vegada més i més grans, com l' ALMA de l'Agència Espacial Europea, ESA. Aquest vast conjunt de 66 plats parabòlics de 12 m de diàmetre, situat a uns 5.000 m d’altitud a l’alt altiplà del desert d’Atacama a Xile, és tan sensible que pot recollir senyals des de les primerenques edats de l’univers.

Ho he vist aquí