21/10/2019

Dins de que s'expandeix l'univers?

Dossier: 10 preguntes essencials sobre l’Univers

La pregunta, naturalment, ens ve al cap, però està relacionada amb una imatge mental incorrecta del què és realment l’expansió de l’espai. L’Univers en expansió sovint s’imagina com l’interior d’un globus que s’infla dins d’un espai exterior preestablert.

L’Univers visible tindria uns 100 mil milions de galàxies. Aquí, la galàxia M101,
també anomenada NGC 5457 o Galàxia del Molinet. © Carsten Frenzl, Flickr, CC per 2.0

Aquesta imatge és parcialment correcta si només considerem l’Univers “observable”, al centre del qual hi estem obligatòriament lligats, i que està limitat per una superfície esfèrica més enllà de la qual no hi podem veure (l’horitzó cosmològic), i que s’infla sens dubte a l’Univers “real”. Però per definició, aquest últim conté totes les posicions possibles de l’espai. Si s’estés expandint "dins" d'alguna cosa, allò també seria espai i encara pertanyeria a l’Univers, no té sentit.

Quina és la forma i la mida global de l’Univers? Durant la història de la ciència s’han proposat molts models, infinits o no, oberts, tancats o plans. I encara es debat la qüestió.

L’univers finit o infinit?

No sabem si l’Univers és finit o infinit. Ambdues hipòtesis són compatibles amb les equacions de la relativitat general i les observacions astronòmiques (fins i tot si aquestes últimes mai no poden demostrar que l’espai és infinit). El que és cert és que si l’Univers s’acaba, no té cap avantatge. Si no, què hi hauria més enllà de la vora, si no l’univers mateix? 

En un univers que seria finit però sense vora com una hiperesfera, l’univers observable
només representa un subconjunt delimitat per un horitzó cosmològic més enllà
del qual no podem veure. © Domini públic

No és fàcil imaginar que l’Univers es pot acabar sense tenir vora o un exterior. Els objectes de la naturalesa que coneixem estan submergits en un espai tridimensional i, quan són de volum finit, un cub, una ampolla, etc., tenen una superfície que els delimita, una vora. És molt diferent l’Univers, que no es troba en un espai de dimensió superior. La geometria i la topologia no euclidiana, una branca de les matemàtiques que tracta de totes les formes possibles de l’espai, permet concebre més aviat models d’univers finit sense arestes.

En aquests espais, una nau espacial que vola recta pot tornar al seu punt de partida sense haver-se girat ni hagi anat a l’infinit; és el món d’alguns videojocs en què els personatges no surten mai de la pantalla. Les observacions astronòmiques són perfectament compatibles amb aquest tipus de models; obeeixen, per descomptat, les lleis del Big Bang i per tant estan en expansió "intrínseca", en el sentit que les separacions entre els seus punts augmenten amb el pas del temps.

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

14/10/2019

Quina és la mida de l’univers?

Clic per engrandir

El nostre univers no es limita a la Via Làctia!. Però, com és de gran?. Té un límit o és infinit?. Per respondre a aquestes preguntes, tornem al que ja coneixem.

La teoria de la relativitat general d'Einstein ens ha ensenyat que l'espai-temps es pot deformar com una membrana elàstica. La teoria del Big Bang, ben confirmada per l’experiència i derivada de la teoria d’Einstein, ens diu que l’espai s’està expandint. Aquesta teoria és compatible amb la idea que el nostre univers és una espècie de bombolla de mida finita que s’infla, però també amb la idea que aquest univers ja tenia una mida infinita en el moment en què va començar la seva expansió.

Aquesta darrera idea sembla paradoxal, però és coherent matemàticament. També podem pensar que només una petita part d’aquest univers infinit s’ha expandit en un moment donat de la seva història. 

Un viatge fabulós a través de l’univers observable de la Terra fins a l’esfera de la darrera
difusió d'on ens arriben avui els fotons més antics de l’univers. Totes les distàncies són
a escala i els objectes es representen amb la màxima precisió possible. © Univers digital,
Museu Americà d’Història Natural, YouTube; música: Suke Cerulo

Mida de l’univers i radiació fòssil

En rigor, tot el que es pot dir és que almenys una part espacial d’un espai-temps s’ha ampliat amb una velocitat superior a la de la llum fa 13,7 mil milions anys abans de fer-ho a un ritme més lent abans del primer segon d’existència. De manera que actualment les regions des d'on arriba la famosa radiació fòssil, les observables més llunyanes, es troben a uns 45,6 mil milions d'anys llum. 


Aquest diagrama ens mostra la veritable distància actual de les regions que emetien els fotons de la radiació fòssil que observem avui dia. L’univers observable amb la radiació fòssil és, per tant, una esfera amb un radi de 45.600 milions d’anys llum. El radi de l’esfera verda, corresponent a les galàxies més allunyades observades per Hubble, és més petit. En blau, és l’esfera el radi de la qual indica la formació de les primeres estrelles, poc després de l’inici de l’edat fosca. © NASA. Infografia  en català i conversió a mètric Sci-Bit.

Cal entendre que aquesta afirmació no és paradoxal perquè si ni la llum ni la matèria poden superar la velocitat d’uns 300.000 km/s en l’espai, res no impedeix que l’espai entre dos objectes s’expandeixi. a una velocitat molt més alta.

Al final, l’únic que sabem és que la mida de l’univers observable és d’almenys unes desenes de milers de milions d’anys llum, però no sabem si l’univers total en si és finit, tal com pensen Stephen Hawking i Jean-Pierre Luminet, o infinit com pensen Roger Penrose i altres investigadors. 


Ho he vist aquí.

13/10/2019

Hi ha estrelles múltiples?

Dossier: 10 preguntes essencials sobre l’Univers

El nostre Sol, com a estrella "única", és més aviat una raresa: hi ha a l’Univers un nombre molt gran d’estrelles múltiples (més del 50%) i, sobretot, d’estrelles dobles els components de les quals graviten una a l'altre al voltant del seu centre de gravetat comú, com fa un planeta al voltant del Sol.

També hi ha sistemes triples, com Alpha Centauri, l'estrella més propera al Sol, o fins i tot més complexes, però menys estables de quatre, cinc o fins a sis socis... 

Clic per engrandir. Aquesta imatge artística mostra el planeta orbitant l'estrella
Alpha Centauri B, membre del sistema de tres estrelles més proper a la Terra.
Alfa Centauri B és l’objecte més brillant del cel i l’altre objecte enlluernador és Alpha Centauri A.
El nostre propi Sol és visible a la part superior dreta. El feble senyal del planeta va ser detectat
per l'espectrògraf Harps al telescopi de 3,6 metres. © ESO/L. Calçada/N. Risinge, CC.

Hi ha veritables i falses parelles celestes

Les falses parelles d’estrelles s’associen només per un efecte de perspectiva. Les estrelles que semblen properes a la Terra de fet es poden separar per centenars d’ anys llum. És el cas de Càstor i Pòl·lux, dues estrelles brillants de la constel·lació de Gèminis, que semblen unides en el firmament com els germans de l’antiguitat, mentre es troben allunyats l'una de l'altra quinze anys llum.

Clic per engrandir. Càstor i Pòl·lux.

La vida de les estrelles és diferent segons si són "solteres" o viuen en estretes relacions. Per exemple, els sistemes binaris formats per una estrella "normal" i una estrella ensorrada en un objecte compacte; nana blanca, estrella de neutrons o forat negre, evolucionen de manera molt diferent de les estrelles aïllades. En efecte, l’embolcall gasós de l’estrella normal és xuclat gradualment pel company compacte i forma un disc d’acreció que envolta l’estrella col·lapsada.

En el cas d’una nana blanca, el gas (hidrogen) s’acumula a la superfície, s’escalfa i es comprimeix a causa d’una elevada gravitació i es produeixen de forma recurrent explosions termonuclears, donant naixement al fenomen de les "noves", també anomenades "variables cataclísmiques".

En el cas d’estrelles de neutrons o forats negres, les parts internes del disc d’acreció s’escalfen fins a diversos milions de graus i emeten copioses bafarades de raigs X, en aquest cas aquestes parelles particulars s’anomenen “fonts de raigs X binàries”. Gràcies a elles que es van evidenciar per primera vegada els forats negres.

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 aqui

12/10/2019

Catàleg Charles Messier. Objecte M53

Clic per engrandir. Milers i milers d'estrelles brillants formen el cúmul globular Messier 53
capturat amb claredat cristal·lina en aquesta imatge del Hubble. Lligat fermament per
la gravetat, el cúmul és aproximadament esfèric i es torna més dens cap al seu cor.
Aquesta imatge és una composició de múltiples imatges preses en longituds d'ona de
llum visibles i infraroges. Credits: ESA/Hubble & NASA

Descobert el 1775 per Johann Elert Bode.

El cúmul Globular M53 és un dels més perifèrics, està aproximadament a uns 60.000 anys llum del centre de la galàxia, i gairebé a la mateixa distància (uns 58.000 anys llum) del nostre Sistema Solar. A aquesta distància, el seu diàmetre angular aparent de 13' es correspon a un diàmetre lineal d'aproximadament 220 anys llum. S'està aproximant ràpidament cap a nosaltres a una velocitat proporcionada per Malles de 112 km/s, segons Harris a 79 km/s. M53 té un brillant nucli central compacte d'uns 2' de diàmetre, tot i que les seves estrelles no estan molt concentrades en el centre en comparació amb altres cúmuls globulars, i un perfil de densitat gradualment decreixent cap a les vores. Harlow Shapley el va classificar per la seva densitat o concentració com tipus V. Mentre en el NGC, seguint a John Herschel, se sospitava que era l'estrella gegant vermella més brillant de magnitud 12 aproximadament, Deep Sky Field Guide (Guia de Camp de Cel Profund) la enumera com de magnitud 13,8 i com d'una magnitud aproximada de 16,9 en la branca horitzontal (del diagrama HR). El tipus espectral del cúmul en conjunt és acceptat com F6.

El seu descobridor Johann Elert Bode, qui el va trobar el 3 de Febrer de 1775, el va descriure com una nebulosa "bastant intensa i rodona". Charles Messier, qui el va redescobrir independentment i el va catalogar dos anys després, el 26 de febrer de 1777, el va trobar "rodó i cridaner" i semblant a M79. William Herschel va ser el primer a dividir-lo en estrelles i el va trobar similar a M10.

Com en tots els cúmuls globulars, les estrelles de M53 són aparentment "pobres en elements pesats", que significa que contenen solament poques quantitats d'elements més pesats que l'heli (realment dels principals elements com el carboni i l'oxigen); les de M53 estan fins i tot per sota de la mitjana en "elements pesats" dels membres dels cúmuls globulars. Conté un nombre força respectable de 47 estrelles RR Lyrae variables confirmades, algunes d'elles conegudes per haver canviat els seus períodes irreversiblement amb el temps (Kenneth Glyn-Jones).

En els petits telescopis d'aficionats, M53 apareix com un objecte nebulós lleugerament ovalat amb un centre gran i brillant, de superfície llisa bastant lluminosa i que s'esvaeix uniformement cap a les vores. Malles informa que ell va veure moltes estrelles amb el telescopi de refracció de 10,2 cm sota excel·lents condicions de visibilitat, amb la part central apareixent d'alguna manera granular. En alguns telescopis grans, les seves vores exteriors semblen dividir-se en estrelles, mentre la part central està encara sense definir ni esmicolar, amb una única estrella destacant en telescopis d'uns 20 cm d'obertura. En instruments majors d'uns 30,5 cm apareix ben resolta, amb un nucli raonablement concentrat i estrelles disperses al voltant d'un diàmetre de 12 minuts d'arc.

Clic per engrandir. Crèdit Vega 0.0

M53 pot ser fàcilment trobada just a 1 grau NE de l'estrella de magnitud 4, Alpha 42 de la Cabellera de Berenice, un estel binari visible a simple vista (A: 5,05; B: 5,08; ambdues de tipus espectral F5V ). Alpha Comae per si mateixa pot ser localitzada bé seguint la línia formada per Arcturus via Eta Bootis més enllà d'11 graus a l'Oest, o bé seguint la línia formada per Gamma-Delta-Epsilon Virginis uns altres 7 graus NNE.

A només un grau de separació a l'est, el feble i bastant solitari cúmul globular NGC 5053 apareix en el camp visual, aproximadament a la mateixa distància que M53 (53.500 anys llum), el que indica que aquests cúmuls estan també físicament bastant junts. NGC 5053 conté significativament menys estrelles que M53, en particular no té tanta densitat de població i té un brillant nucli compacte que es va classificar com a cúmul globular dubtós en el passat (ara ho ha estat confirmat per espectroscòpia).
 




11/10/2019

ALMA captura una imatge que mostra dos discs a on creixen joves estrelles

Un Pretzel Còsmic.

Els astrònoms que usen ALMA han obtingut una imatge de molt alta resolució que mostra dos discs en els quals creixen joves estrelles, alimentades per una complexa xarxa en forma de pretzel de filaments de gas i pols. L'observació d'aquest notable fenomen llança nova llum sobre les primeres fases de la vida de les estrelles i ajuda als astrònoms a determinar les condicions en què neixen les estrelles binàries.


Les dues joves estrelles van ser trobades al sistema [BHB2007] 11, el membre més jove d'un petit cúmul estel·lar en la nebulosa fosca Barnard 59, que és part dels núvols de pols interestel·lar anomenada la nebulosa de la Pipa. Observacions prèvies d'aquest sistema binari ens van mostrar l'estructura externa. Ara, gràcies a l'alta resolució de l'Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) i un equip internacional d'astrònoms liderat per científics de l'Institut Max Planck de Física Extraterrestre (MPE) a Alemanya, podem veure l'estructura interna d'aquest objecte.

"Veiem dues fonts compactes que interpretem com discos circumestelars al voltant de les dues joves estrelles", explica Felipe Alves, del MPE, que va dirigir l'estudi. Un disc circumestelar és l'anell de pols i gas que envolta a un estel jove. L'estrella augmenta la matèria de l'anell per a fer-la més gran. "La mida de cada un d'aquests discos és similar al cinturó d'asteroides del nostre Sistema Solar i la separació entre ells és 28 vegades més gran que la distància entre el Sol i la Terra", assenyala Alves.

Els dos discos circumestelars estan envoltats per un disc més gran amb una massa total d'unes 80 masses de Júpiter, que mostra una complexa xarxa d'estructures de pols distribuïdes en forma d'espiral: els bucles del pretzel. "Aquest és un resultat realment important", subratlla Paola Caselli, directora general del MPE, directora del Centre d'Estudis astroquímics i coautora de l'estudi. "Finalment hem imaginat la complexa estructura de les estrelles binàries joves amb els seus filaments d'alimentació connectant al disc en el qual van néixer. Això proporciona importants restriccions per als models actuals de formació estel·lar".

Clic per engrandir. L'Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) va capturar
aquesta imatge sense precedents de dos discos circumestelars, en els quals les
joveníssimes estrelles estan creixent, alimentant-se amb material del seu disc de naixement circumdant.
La complexa xarxa d'estructures de pols distribuïdes en forma d'espiral recorda als llaços
d'un pretzel. Aquestes observacions llancen nova llum sobre les primeres fases de la vida de
les estrelles i ajuden als astrònoms a determinar les condicions en què neixen les estrelles binàries.
Crèdit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Alves et al.

Les joves estrelles acumulen massa del disc més gran en dues etapes. La primera etapa és quan la massa es fa arribar als discos circumestelars individuals en bells bucles giratoris, que és el que la nova imatge d'ALMA ens ha mostrat. L'anàlisi de les dades també va revelar que el disc circumestelar menys massiu però més brillant -el que es troba a la part inferior de la imatge- té més material. En la segona etapa, les estrelles acumulen massa dels seus discos circumestelars. "Esperem que aquest procés d'acumulació de dos nivells impulsi la dinàmica del sistema binari durant la seva fase d'acumulació massiva", afegeix Alves. "Encara que el bon acord d'aquestes observacions amb la teoria ja és molt prometedor, necessitarem estudiar més sistemes binaris joves en detall per entendre millor com es formen les estrelles múltiples."

 Aquesta foto ens mostra a Barnard 59, una part d'un vast núvol fosc de pols interestel·lar
anomenada la Nebulosa de la Pipa. Aquesta nova i molt detallada imatge del que es coneix
com nebulosa fosca va ser capturada pel Wide Field Imager en el telescopi MPG/ESO
de 2,2 metres a l'Observatori La Silla d'ESO. Aquesta imatge és tan gran que es recomana
usar la versió amb zoom per apreciar-la completament.

Informació addicional
Aquesta investigació va ser presentada en un article publicat el 3 d'octubre de 2019 a la revista Science. (no disponible on line en el moment de pujar l'entrada al blog).

L'equip està compost per FO Alves (Centre d'Estudis astroquímics, Institut Max Planck de Física Extraterrestre, Garching, Alemanya), P. Caselli (Centre d'Estudis astroquímics, Institut Max Planck de Física Extraterrestre, Alemanya), JM Girart (Institut de Ciències de l'Espai, Consell Superior d'Investigacions Científiques, Espanya i Institut d'Estudis Espacials de Catalunya, Espanya), D. Segura-Cox (Centre d'Estudis astroquímics, Institut Max Planck de Física Extraterrestre, Garching, Alemanya), GAP Franco ( Departament de Física, Institut de Ciências Exatas, Universidade Federal de Mines Gerais, Brasil), A. Schmiedeke (Center for Astrochemical Studies, Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Garching, Alemanya) i B. Zhao (Center for Astrochemical Studies, Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Garching, Alemanya). 

L'Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA), una instal·lació astronòmica internacional, és una associació d'ESO, la Fundació Nacional de Ciències dels Estats Units (NSF) i els Instituts Nacionals de Ciències Naturals (NINS) del Japó en cooperació amb la República de Xile. ALMA està finançat per ESO en nom dels seus Estats Membres, per NSF en cooperació amb el Consell Nacional d'Investigació de Canadà (NRC) i el Consell Nacional de Ciències de Taiwan (NSC) i per NINS en cooperació amb l'Acadèmia Sínica (AS) de Taiwan i l'Institut Coreà d'Astronomia i Ciències Espacials (KASI). 

La construcció i les operacions de l'ALMA estan dirigides per l'ESO en nom dels seus Estats membres; per l'Observatori Nacional de Radioastronomia (NRAO), gestionat per Associated Universities, Inc (AUI), en nom d'Amèrica del Nord; i per l'Observatori Astronòmic Nacional del Japó (NAOJ), en nom de l'Àsia Oriental. El Joint ALMA Observatory (JAO) proporciona el lideratge i la gestió unificats de la construcció, posada en marxa i operació d'ALMA. 

Aquesta taula mostra la ubicació de Barnard 59 en la constel·lació del Serpentari.
Aquest mapa mostra la majoria de les estrelles visibles a simple vista en bones
condicions, i el mateix Barnard 59 està ressaltat amb un cercle vermell a la imatge.
Aquesta nebulosa fosca és part de la nebulosa de la Pipa, que apareix com un
traç fosc a la Via Làctia i es pot veure bé a simple vista en bones condicions.
Clic per engrandir. Crèdit: ESO, IAU i Sky & Telescope

Aquesta recreació artística mostra dos discs circumestelars orbitant-se entre si i acumulant
gas i pols per al seu núvol circumdant. Crèdit: ESO/L. Calçada

L'Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) va capturar una imatge sense
precedents de dos discos circumestelars, en els quals les joveníssimes estrelles estan creixent,
alimentant-se amb material del seu disc de naixement circumdant. Aquestes observacions
llancen nova llum sobre les primeres fases de la vida de les estrelles i ajuden als astrònoms
a determinar les condicions en què neixen les estrelles binàries. Crèdit: ESO


Ho he vist aquí.


10/10/2019

Les estrelles es distribueixen de manera aleatòria?

Dossier: 10 preguntes essencials sobre l’Univers

Clic per engrandir. Vista d’un cúmul d’estrelles. © NASA/ESA-Hubble 

Dins d'una galàxia com la nostra, la majoria de les estrelles joves es distribueixen al disc galàctic al llarg dels braços espirals, mentre que les velles estrelles es troben fonamentalment al nucli central i a l'halo esfèric. Tot i això, hi ha concentracions locals d’estrelles d’origen comú i unides entre si per gravitació, anomenades cúmuls estel·lars. Els dos tipus principals de cúmuls són els cúmuls oberts i els cúmuls globulars.

Estrelles agrupades en cúmuls

Els cúmuls oberts es formen generalment amb estrelles joves nascudes al mateix núvol molecular i que comencen a allunyar-se progressivament les unes de les altres; les estrelles no estan gaire "atapeïdes". Es troben al pla de la galàxia; els més brillants i els més propers són visibles a simple vista, com les Plèiades i les Híades, a la constel·lació de Taure.

Imatge del supercúmul d'estrelles R136, a prop del centre de la nebulosa
de la Taràntula (NGC 2070), obtinguda amb el Telescopi Espacial Hubble.
Clic per engrandir. © NASA/ESA

Els cúmuls globulars, en canvi, no es troben en el pla de la galàxia, sinó fora d'aquesta. De fet, la majoria d’estrelles de l’halo galàctic s’agrupen en aquests "ramats" extremadament atapeïts, boles compostes per diversos centenars de milers d'estrelles compactades en un volum de 150 anys llum de diàmetre. Això implica que les regions centrals d’un cúmul globular, la densitat estel·lar és 20.000 vegades més gran que la que predomina als voltants del sistema solar. Si un planeta habitable girés al voltant d’una d’aquestes estrelles, veuríem un cel tan arrebossat d’estrelles brillants que la nit seria desconeguda, la resta de la galàxia seria invisible i no podríem fer astronomia!

Clic per engrandir. El cúmul globular Omega Centauri vist des del VST d'ESO1.
© ESO/Inaf-VST/OmegaCAM, CC by-nc 4.0

Els cúmuls globulars són les estrelles més antigues de l’Univers, de vegades fins a 13.000 milions d’anys. L'halo de la nostra Via Làctia conté uns 150 d'aquests agrupaments; el més brillant és Omega Centauri (diversos milions d’estrelles), visible a simple vista a l’hemisferi sud. Però els cúmuls globulars també estan presents a les altres galàxies: el nostre veí gran, la galàxia Andròmeda, en conté prop de 500.

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

09/10/2019

El premi Nobel de Física 2019 premia els pioners dels exoplanetes i el Big Bang


El premi Nobel de física del 2019 no defrauda, recompensant per una banda als suïssos Michel Mayor i Didier Queloz pel seu descobriment del primer exoplaneta al voltant d’una estrella de la seqüència principal, i per l’altra a James Peebles, pioner de la cosmologia del Big Bang des dels anys 60 i pare del Model Estàndard en cosmologia amb la matèria fosca i l'energia fosca.

El 8 d'octubre de 2019, la Reial Acadèmia de Ciències de Suècia no ha decebut les prediccions de ja fa molt de temps sobre el premi Nobel de física atorgat als descobridors del primer exoplaneta en òrbita al voltant d'una estrella, a la seqüència principal , és a dir, el suissos Michel mayor i Didier Queloz. També era esperat l’atorgament del premi Nobel a James Peebles, el gran cosmòleg canadenc, que va ser guardonat amb la segona meitat del premi, la primera meitat es va dividir entre els dos membres del tàndem abans esmentats que van anunciar l’octubre de 1995 el descobriment de 51 Pegasi b.

Podeu veure els vídeos que acompanyen aquesta entrada al blog, subtitolats automàticament. Només cal fer un clic a la part d'abaix dreta de la pantalla de reproducció i seguir la ruta; configuració/subtítols/tradueix automàticament i trieu l'idioma del subtítol.

El descobriment del primer exoplaneta al voltant d’una estrella de la seqüència
principal, 51 Peg b, va ser realitzat per Michel Mayor i Didier Queloz de l’Observatori
de la Universitat de Ginebra el 1995. Tornen a la Provença i expliquen la història del seu
descobriment històric cinc anys després. © NCCR PlanetS

De la pluralitat dels exoplanetes

Avui sabem que els exoplanetes són legió a la Via Làctia, tal com es va comprovar fins ara a l’octubre de 2019, els 4.118 que figuren al mostrador del famós lloc de l’Enciclopèdia dels Planetes Extrasolars fundat per l’astrònom Jean Schneider (Observatori de París - LUTH). Però això no va ser evident per a molts astrònoms de la primera meitat del segle XX a causa dels models de formació del Sistema Solar que sovint donaven llum als planetes a partir de rares trobades entre les estrelles de la nostra Galàxia. Finalment, aquest començament del segle XXI ha donat motiu a les intuïcions visionàries de diversos filòsofs grecs, inclosos Demòcrit i Anaximandre, en particular que creien en la pluralitat de mons fa més de 2.000 anys. 

En aquest vídeo, Didier Queloz ens parla de la recerca d’exoplanetes i de les seves
implicacions per a l’exobiologia. © Universitat de Cambridge
La Societat d'Amics de les Universitats de l'Acadèmia d'Estrasburg organitza, en el marc de
les Entrevistes acadèmiques de l'Acadèmia d'Estrasburg, una conferència titulada
"Els planetes extrasolars: somni antic de la humanitat, nou camp de la ciència".
Presentat per Michel Mayor, astrofísic, professor emèrit de la Universitat de Ginebra,
associat estranger de l'Acadèmia de les Ciències i exdirector de l'Observatori
de Ginebra. © Universitat d’Estrasburg

El descobriment de Michel Mayor i Didier Queloz és, doncs, un punt d’inflexió essencial en la història de la humanitat, il·lustrant una vegada més el fet que, seguint els camins traçats per Plató i Descartes, aconseguim difondre les especulacions filosòfiques a l'estatus de realitats científiques indiscutibles, un procés que esperem dur a terme en la mesura del possible. Això és el que va passar, fins a cert punt, amb l’arribada de la cosmologia moderna i l’establiment del seu model estàndard durant els anys vuitanta fins al 1990, per convertir-se en la cosmologia de precisió que coneixem avui a través de missions com WMAP, Planck i altres campanyes d’observació des de la terra.

James Peebles, el pare del Model Cosmològic Estàndard

Un dels principals actors en la implementació del model de cosmologia estàndard, i que va ser un dels pioners de la teoria del Big Bang des del descobriment de la radiació fòssil el 1965, rep avui la meitat del preu Nobel de física. James Peebles (nascut el 25 d'abril de 1935 a Winnipeg, Manitoba, Canadà) és l'actual professor emèrit de ciències de la Universitat de Princeton, Albert Einstein, on va completar el seu doctorat. Va començar la seva carrera com a cosmòleg sota la direcció de Robert Dicke.

A principis dels anys seixanta, i els darrers anys, Dicke va intentar provar alternatives a la teoria de la relativitat general i es va interessar per les idees de Gamow, Alpher i Lemaître, en contra del model de la cosmologia standard de la época, el de l’univers estacionari. Dicke i Peebles estaven treballant en el concepte de radiació fòssil i es preparaven per provar-ho experimentalment quan Penzias i Wilson van venir a veure’ls a Princeton sospitant que la famosa radiació que havien descobert podria tenir alguna cosa a veure amb la investigació de Dicke, Peebles i els seus altres associats a Princeton. 

En aquesta conferència, James Peebles ens ofereix els seus records sobre l’auge de
la cosmologia moderna que va ser possible pel descobriment de la radiació fòssil
i com aquest desenvolupament és producte d’una obra col·lectiva.
© Perimeter Institute for Theoretical Physics

Peebles serà llavors un dels pioners de l’estudi de la radiació fòssil i la seva relació amb el naixement de galàxies i grans estructures que s’han reunit des d’aleshores; també contribueix al començament de càlculs precisos sobre la nucleosíntesi primordial de l’heli.

S'ha convertit, en certa manera, en la figura cabdal de la cosmologia nord-americana des dels anys 70 fins als anys vuitanta, que només serà aparellada per la cosmologia desenvolupada a l'antiga Unió Soviètica en aquell moment pel llegendari Yakov Zeldovitch i els seus alumnes.

Però, a més de les seves aportacions ja molt importants a l'estudi teòric de les característiques de la radiació fòssil i el naixement de grans estructures cosmològiques relacionades amb aquestes característiques, Peebles és especialment famós entre els seus companys per estar a l'origen de model de matèria fosca freda que va proposar el 1982. Podem pensar el què volguem, però la introducció d’un component de matèria fosca no bariònica, i de partícules massives encara desconegudes als laboratoris terrestres, és l’única manera coneguda de donar vida a les galàxies.

El 1984, Peebles també és el primer que entén que és sens dubte imprescindible reintroduir la famosa constant cosmològica d’Einstein si prenem seriosament les prediccions de la famosa teoria de la inflació, que tendeix a predir un univers pla amb,com a valor de la densitat, la famosa densitat crítica. Aquesta constant també té l’avantatge de canviar l’estimació de l’edat de l’univers observable, d’acord amb les mesures relatives a les estrelles més antigues. El descobriment de l'excel·lent expansió del cosmos observable a finals dels anys 90 demostrarà que Peebles estava en lo correcte.

En aquesta entrevista, James Peebles repassa la seva trajectòria, sobretot quan es
va descobrir la radiació fòssil el 1965, quan acabava d'arribar a la
Universitat de Princeton, i que li canviarà la vida per sempre. © Annual Reviews


Autor de l'original: Laurent Sacco
Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M52

Clic per engrandir. Crèdit imatge: 2MASS/NASA

 
Descobert per Charles Messier en 1774.

M52 és un magnífic cúmul obert situat en una fecunda zona de la Via Làctia. Constitueix un dels rics cúmuls per als que l'aficionat Jeff Bondono ha proposat el nom de cúmuls "sal i pebre". El 1959, Ake Wallenquist va identificar 193 possibles membres en una regió de 9 minuts de ràdi, sent la densitat prop del centre de unes 3 estrelles per parsec cúbic.

L'estrella en seqüència principal més brillant del cúmul és de magnitud 11,0 i tipus espectral B7. Dos gegants grogues són superiors en brillantor: la més brillant és de tipus espectral F9 i magnitud 7,77, mentre l'altra és de tipus G8 i magnitud 8,22. l'Sky Catalogue 2000.0 li atorga una edat de només 35 milions d'anys, valor coincident amb el donat per Woldemar Götz, segons el qual, aquest cúmul conté una peculiar estrella del tipus Of, és a dir, un estel extremadament calent amb cridaneres línies espectrals de heli i nitrogen ionitzats.

No es coneix amb seguretat la distància a la qual es troba aquest cúmul; Kenneth Glyn Jones proposa 3.000 anys llum, Malles/Kreimer, 7.000, i Götz, 5.050, mentre que l'Sky Catalogue 2000.0 posa la xifra de 5.200 anys llum (1.600 parsec). Robert Garfinkle, al seu llibre Star Hopping (nom en anglès d'una tècnica per a la localització d'estrelles), dóna la xifra de 3.000 anys llum, mentre que Harvey Pennington, George Kepple i Glen Sanner proposen 3.900 en el seu Night Sky Observer's Guide (Guia de l'Observador del Cel Nocturn en anglès). Aquesta incertesa es deu principalment a l'elevada absorció interestel·lar que pateix la llum que emet durant el seu viatge fins a nosaltres, sent una mica complicat d'estimar raonablement. M52 és classificat com de classe Trumpler I,2,r (Sky Catalogue 2000.0) o II,2,r (Glyn Jones, Götz).

Adoptant el valor de 5.000 anys llum, els 13,0 minuts d'arc del diàmetre aparent del cúmul es corresponen amb una extensió lineal de 19 anys llum.

El cúmul obert M52 és un dels descobriments originals de Charles Messier, qui el va catalogar el 7 de setembre de 1774, quan un cometa es va aproximar a ell.

Els aficionats que disposin d'uns bons prismàtics o un petit telescopi poden observar M52 com una taca nebular. Amb un telescopi de 4 polzades es mostra com un dens i magnífic cúmul, ric en estrelles tènues, i descrit freqüentment com amb forma de "V" o de ventilador; la geganta groga més brillant es troba a la vora sud-oest. John Malles va observar "una regió interior amb forma d'agulla dins d'un semicercle".

Es pot localitzar M52 fàcilment estenent la línia que uneix Alfa i Beta Cassiopeiae uns 6'5 graus cap al nord-oest fins l'estrella de cinquena magnitud 4 Cassiopeiae; M52 es troba a aproximadament 1 grau al sud i lleugerament a l'oest d'aquest estel.

Situada a uns 35 minuts al sud-oest de M52 es troba la Nebulosa Bombolla (NGC 7635), una nebulosa difusa que apareix com un gran i tènue oval d'uns 3,5X3 minuts al voltant de l'estrella de setena magnitud HD 220.057, del tipus espectral B2 IV. És difícil d'observar causa de la seva baixa brillantor superficial. Just al sud de M52 es troba el petit, però cridaner, cúmul obert Czernik 43 (Cz 43), visible únicament amb grans telescopis.





06/10/2019

Quants meteorits han caigut a la Terra?

Dossier: 10 preguntes essencials sobre l’Univers

La Terra és regularment bombardejada per meteorits, malgrat que són molt nombroses, són de molt petita mida. Molts d’aquests cossos només llepen el nostre planeta i tornen a l’espai. Però cada dia cauen a la Terra diversos centenars de tones de pols i còdols.

Els objectes més grans, entre un i dos metres de mida, arriben amb una freqüència inferior al mes. La majoria cauen en deserts, oceans o mars, sense cap impacte en la vida humana i, fins i tot, sense ser detectats, cosa que dificulta les estadístiques. Si el cos celeste té un diàmetre superior a algunes desenes de metres, l' atmosfera terrestre no és prou densa per alentir-la i es torna inevitable un xoc superficial. 

Un exemplar del meteorit Orgulh (França 1864). © col·lecció MNHN-París

En els últims anys, els científics han estat estudiant la possible amenaça de NEO, (sigles en anglès de"Objecte Proper a la Terra") per al nostre planeta. Igual que l'escenari d' extinció dels dinosaures, aquests asteroides són una amenaça per a la vida a la Terra? 

Durant un impacte, es forma una depressió circular anomenada cràter d’impacte. Quan l'objecte toca el terra, una ona de xoc es propaga a la superfície. Fa que algunes de les roques es fonguin i expulsin material a l’exterior de la cavitat que s'ha format. Per impactes més grans, les pols expulsades poden romandre en suspensió a l’aire durant molt de temps, enfosquir la llum natural i provocar extincions d’espècies. El cràter sol ser vint vegades més gran que la mida del impactador. 

Copa Esque Pal·lasita. Captmondo. © CC by-sa 2.5

Dos grups de meteorits: condrites i meteorits diferenciats

Només una part d’aquests meteorits es troba a terra perquè la caiguda no sempre s’observa i el meteorit sovint desapareix amb el pas del temps a la vegetació o al sòl. Els meteorits trobats permeten entendre millor la seva gran diversitat i el seu origen. Els meteorits es separen en dos grups: condrites i meteorits diferenciats. Les condrites són els anomenats meteorits pedregosos primitius, que contenen menys del 35% de metall, formats per petites perles de silicats anomenades còndrules.

Meteorit: condrita tipus H5. Crosta de fusió visible. © Didier Descouens, CC by-nc 3.0

Les condrites registren la composició química del material utilitzat per va servir per formar el Sol i els planetes. Sovint derivades de cossos petits, han estat poc o gens modificades des de la seva formació, a diferència dels meteorits diferenciats. En efecte, quan l’ asteroide primitiu es fa prou gran, pot, com la Terra, fondre’s i diferenciar-se. Aleshores es compon de diverses capes amb els minerals metàl·lics, més densos, i a la seva superfície, minerals menys densos, rics en sodi, alumini i calci. Aquests cossos diferenciats es troben en l’origen de meteorits de ferro (del nucli), de pallasites (riques en olivina i metalls) i d’ acondrites (prop de les roques de l’ escorça terrestre).

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 

05/10/2019

Catàleg Charles Messier. Objecte M51B




Companya de M51 (M51A, NGC 5194). Descoberta per Pierre Méchain en 1781.

M51B o NGC 5195, la companya de M51, va ser descobert per Pierre Méchain el 20 de març de 1781. Charles Messier ho esmenta en la seva descripció de M51 en l'edició final (1781) del seu catàleg original. William Herschel li va assignar un nombre propi quan ho va catalogar el 12 de maig de 1787: H I.186.

A causa de la descripció de Messier, NGC 5195 és de vegades considerada com a part de l'objecte Messier M51; llavors la galàxia principal, NGC 5194, s'anomena M51A. Independentment d'això, NGC 5195 també és freqüentment referida com M51B, i incloem aquest objecte sota aquesta designació aquí.

Aquesta galàxia ha patit una trobada "recent" amb la més gran i massiva M51 fa diversos milions d'anys. Durant aquesta trobada, s'ha distorsionat significativament d'un disc original a una forma irregular; la trobada també ha millorat significativament l'estructura en espiral d'una M51 més gran. Es creu que NGC 5195 ha passat per M51 aproximadament al llarg de la nostra línia de visió i ara està darrere del seu gran veí.

A M51B s'ha descobert un dels forats negres super-massius més propers a la Terra amb
explosions actives i poderoses. Aquests esclats són part del procés de "retroalimentació"
que és important per a l'evolució del forat negre i la seva galàxia hoste.
L'evidència d'aquestes erupcions va ser trobada amb l'Observatori de Raigs X Chandra
a la galàxia NGC 5195. Dos arcs en les dades de raigs X suggereixen erupcions separades
del forat negre ocorregudes fa milions d'anys. Clic per engrandir.
Crèdit imatge RX: NASA/CXC/Univ of Texas/E.Schlegel et al; Imatge òptica: NASA/STScI.

NGC 5195 és la galàxia més petita i distorsionada a la part inferior de la imatge que encapçala aquesta entrada al blog. Aquesta imatge ha estat retallada d'una imatge més gran del Telescopi Isaac Newton de les dues galàxies interactuant M51 i NGC 5195. NGC 5195 es pot veure a moltes imatges de M51.

Una supernova ha estat descoberta en NGC 5195 fins ara. La Supernova 1945A va ser trobada per Humason en aquesta galàxia el 8 d'abril de 1945, a 6'W i 4'S del nucli de la galàxia, i va assolir una magnitud de 14.0. 

Veure més imatges de M51B del Chandra, en diferents longituds d'ona fent un clic aquí.