Clic per engrandir. Messier 55 (M55, o NGC 6809) a la constel·lació de Sagitari, segons la imatge del telescopi de 3,6 metres d'ESO a La Silla. Crèdit: ESO-ESA
Descobert entre 1751-1752 per l'abat Nicholas Louis de Lacaille.
M55 és un cúmul globular bastant gran (d'uns 19', més o menys dos terços del diàmetre aparent de la lluna) però té una aparença tan folgada que el present autor va tenir una impressió del cúmul fins i tot amb uns binocles de 7x50, quan la majoria semblen nebuloses, aquest apareix molt granulós. Com està a una distància d'uns 17.300 anys llum, aquest diàmetre correspon a una longitud d'uns 100 anys llum. M55 té molt poques variables conegudes, 5 o 6. Els valors publicats per la seva magnitud varien de 5 a 7. La seva lluminositat total ha de ser de prop de 100.000 vegades la del Sol.
M55 va ser originalment descobert per Lacaille entre 1751-1752 (al seu Lac I.14), quan es trobava d'observació a Sud-àfrica. Charles Messier la va trobar finalment i la va catalogar el 24 de Juliol de 1778, després d'haver-lo estat buscant sense sort des del 1764. Això és conseqüència de la declinació sud d'aquest objecte. El present autor pot confirmar que M55 és molt difícil també des del sud d'Alemanya, però esplèndid si es va una mica més al sud (era impressionant des de, per exemple, el nord de Grècia).
Els eixams d'asteroides troians de Júpiter poden ser romanents del material primordial que va formar els planetes exteriors, i servir com càpsules del temps des del naixement del nostre Sistema Solar fa més de 4 mil milions d'anys. Els troians orbiten en dos grups solts que orbiten el Sol, amb un grup sempre davant de Júpiter en el seu camí, l'altre sempre darrere. En aquests dos punts de Lagrange els cossos són estabilitzats pel Sol i Júpiter en un acte d'equilibri gravitacional.
Aquests cossos primitius contenen pistes vitals per desxifrar la història del sistema solar, i potser fins i tot els orígens de la vida i del material orgànic a la Terra.
Lucy serà la primera missió espacial a estudiar els troians. La missió rep el nom del avantpassat humà fossilitzat (anomenat "Lucy" pels seus descobridors), l'esquelet del qual proporcionava una visió única de l'evolució de la humanitat. Així mateix, la missió Lucy revolucionarà el nostre coneixement dels orígens planetaris i la formació del sistema solar.
Animació del moviment dels planetes interiors, dels troians de Júpiter i de Júpiter. Durant el curs de la seva missió, Lucy volarà amb sis troians Júpiter. Aquesta animació time-lapsed mostra els moviments dels planetes interns (Mercuri, marró, Venus, blanc; Terra, blau, Mart, vermell), Júpiter (taronja), i els dos eixams de troians (verd) durant el curs de la missió Lucy. Crèdit: Astronomical Institute of CAS/Petr Scheirich (utilitzat per NASA amb permís)
Lucy es llançarà a l'octubre del 2021 i, amb l'impuls de la gravetat de la Terra, completarà un viatge de 12 anys a set asteroides diferents: un asteroide del Cinturó Principal i 6 troians, els dos últims membres d'un sistema binari, "dos pel preu d'un". El complex camí de Lucy la portarà a tots dos grups de troians i ens donarà la nostra primera visió de prop dels tres tipus principals de cossos en els eixams (els anomenats tipus C-, P- i D-).
Els troians de tipus P i D de color vermell fosc s'assemblen als que es troben al Cinturó de Kuiper de cossos gelats que s'estén més enllà de l'òrbita de Neptú. Els tipus C es troben principalment en les parts exteriors del Cinturó Principal d'asteroides, entre Mart i Júpiter. Es creu que tots els troians són abundants en compostos de carboni. A sota d'un mantell aïllant de pols, probablement són rics en aigua i altres substàncies volàtils.
Cap altra missió espacial en la història ha estat llançada a tants destinacions diferents en òrbites independents al voltant del nostre sol. Lucy ens mostrarà, per primera vegada, la diversitat dels cossos primordials que van construir els planetes. Els descobriments de Lucy obriran noves perspectives sobre els orígens de la nostra Terra i de nosaltres mateixos.
Clic a la imatge per engrandir.
Aquest diagrama de dalt, il·lustra la trajectòria orbital de Lucy. La trajectòria de la nau (verd) es mostra en un marc de referència on Júpiter roman immòbil, donant a la trajectòria la seva forma de pretzel. Després del seu llançament a l'octubre de 2021, Lucy té dos sobrevols propers a la Terra abans de trobar-se amb els seus objectius troians. En el núvol L4 Lucy volarà per (3548) Eurybates (blanc), (15094) Polymele (rosa), (11351) Leucus (vermell), i (21900) Orus (vermell) des 2027-2028. Després de tornar a orbitar la Terra de nou, Lucy visitarà el núvol L5 i es trobarà amb el (617) Pàtrocle-Menoetius binari (rosa) el 2033. A més, el 2025 de camí cap a L4, Lucy volarà al costat d'un petit asteroide del Cinturó Principal, (52246) Donaldjohanson (blanc), anomenat així pel descobridor del fòssil de Lucy. Després de volar pel binari Pàtrocle-Menoetius en 2033, Lucy continuarà amb el cicle entre els dos núvols de Troians cada sis anys. Crèdit: Southwest Research Institute.
Clic a la imatge per engrandir
La missió Lucy de la NASA supera una fita crítica
La missió Lucy de la NASA va completar amb èxit la seva Revisió Crítica de Disseny el passat 18 d'octubre.
Durant aquesta revisió, els membres de l'equip de Lucy van presentar el disseny complet de la missió, demostrant que l'equip ha complert amb tots els desafiaments tècnics de la missió i està a punt per començar a construir la maquinaria. Després de la finalització de la revisió, la junta de revisió independent de la NASA va donar llum verda per procedir a l'etapa de fabricació/construcció de la missió.
La Revisió Crítica de Disseny de Lucy va començar el 15 d'octubre a la seu de Lockheed Martin a Littleton, Colorado. Aquest important fita de la missió marca la culminació de mesos d'exàmens de tots els sistemes i subsistemes de la missió. Durant quatre dies, la junta de revisió independent, composta per revisors de la NASA i diverses organitzacions externes, va escoltar presentacions sobre tots els aspectes del disseny de la missió. Es van abordar tots els aspectes de la missió, incloent la nau espacial Lucy i la seva càrrega útil d'instruments, els plans de prova a nivell de sistema per al maquinari i programari de vol, l'enginyeria de sistemes, l'assegurament de missió, el sistema de terra i de ciència.
Recordem que a configuració podeu triar l'idioma del subtítol del vídeo.
Més enllà del cinturó d'asteroides hi ha "fòssils de formació de planetes" coneguts com asteroides troians. Aquests cossos primitius comparteixen l'òrbita de Júpiter en dos vasts eixams, i poden contenir pistes sobre la formació i evolució del nostre sistema solar. La NASA s'està preparant per explorar els asteroides troians per primera vegada amb la missió anomenada Lucy. Crèdit vídeo: Centre de Vols Espacials Goddard de la NASA. Aquest vídeo és de domini públic i es pot descarregar des del Scientific Visualization Studio.
"Aquest és un moment molt emocionant per a nosaltres perquè ens estem movent més enllà de la fase de disseny i estem començant a construir la nau espacial", va dir Hal Levison, investigador principal de la missió Lucy pel Southwest Research Institute a Boulder, Colorado; "Per fi s'està convertint en una realitat!".
Les Revisions Crítiques de Disseny són esdeveniments programàtics d'un sol cop que serveixen de pont entre les etapes de disseny i fabricació d'un projecte. Una revisió reeixida significa que el disseny està validat i complirà amb els seus requisits, està recolzat amb anàlisi i documentació sòlids i ha demostrat ser segur.
Lucy serà la primera missió espacial a estudiar els asteroides troians, que orbiten el Sol a la distància de Júpiter. La missió s'iniciarà a l'octubre del 2021. Amb l'impuls de la gravetat de la Terra, la nau espacial completarà un viatge de 12 anys a set asteroides diferents: un asteroide del Cinturó Principal i 6 de Troians.
"Estic constantment sorprès per la dedicació i diversitat d'habilitats que el nostre equip aporta a aquest projecte", va dir Keith Noll, científic del projecte Lucy del Centre de Vol Espacial Goddard de la NASA a Greenbelt, Maryland. "Dia rere dia la missió s'enfoca més clarament i la revisió del disseny crític de la missió és l'última fita en el nostre viatge de llançament dins de només dos anys".
Southwest Research Institute (SwRI) a Boulder, Colorado és la principal institució investigadora i dirigirà la investigació científica. El Centre de Vol Espacial Goddard de la NASA a Greenbelt, Maryland, proveirà l'administració general de la missió, enginyeria de sistemes i seguretat i assegurament de la missió. Lockheed Martin Space Systems a Denver, Colorado, construirà la nau espacial.
El tipus de missions del Programa Discovery, com la de Lucy, són relativament barates; el seu desenvolupament té un límit d'al voltant de 450 milions de dòlars. Són administrats per a la Divisió de Ciències Planetàries de la NASA per l'Oficina del Programa de Missions Planetàries del Centre de Vol Espacial Marshall a Huntsville, Alabama. Les missions estan dirigides per un investigador principal, que reuneix un equip de científics i enginyers per dissenyar i dur a terme la missió d'abordar qüestions científiques claus sobre el nostre sistema solar.
M54 és un cúmul globular molt evident, tot i que Charles Messier, qui el va descobrir el 24 de Juliol de 1778, el descriu com "molt feble" des de la seva localització a París (Kenneth Glyn Jones erròniament va traduir la descripció de Messier com" nebulosa molt brillant", i aquest error es va mantenir a la Guia de l'Observador del Cel Nocturn de Kepple i Sanner). William Herschel va aconseguir resoldre les seves regions externes en estrelles de magnituds 15 i algunes de 14. Però no és fàcil de resoldre.
Com indica la seva classe III de concentració, aquest cúmul és relativament concentrat. El seu nucli brillant té només 2,1' de diàmetre, amb un nucli intens aproximadament de 1', mentre que les vores arriben fins a 6'en fotos, o fins i tot fins a 9,1' amb llargues exposicions. La segona edició de Uranometria 2000.0 fins i tot dóna un diàmetre de 12,0 minuts d'arc. La magnitud aparent de les estrelles més brillants del cúmul és al voltant de 15,5, i les de la branca horitzontal tenen magnitud de 17,7. El tipus espectral global va ser determinat per Helen Sawyer Hogg com F7 i l'índex de color com +0,01. S'està allunyant de nosaltres a uns 142 km/s.
M54 té almenys 82 variables conegudes, la majoria d'elles, 55, del tipus RR Lyrae, però hi ha també dues vermelles semi-regulars amb períodes de 77 i 101 dies.
La seva distància, durant molts anys, s'estimava en 50-65.000 anys llum. No obstant això, el 1994, es va fer l'excitant descobriment que M54 probablement no era un membre de la nostra Via Làctia després de tot, sinó part d'una galàxia nana recentment descoberta! Aquesta galàxia és ara denominada SagDEG, Galàxia El·líptica Nana de Sagitari, i és un dels membres més recentment descoberts del Grup Local de Galàxies.
M54 coincideix amb una de les dues majors concentracions de la galàxia SagDEG, i s'allunya de nosaltres a una velocitat molt similar (uns 130 km/seg). Això fa possible que probablement M54 estigui dins d'aquesta galàxia, per a la qual s'ha estimat una distància de 80-90.000 anys llum; una estimació recent per M54 ha donat 87.400 anys llum. A aquesta distància, M54 deu ser un dels cúmuls globulars més lluminosos que es coneixen amb una magnitud visual absoluta M_v of-10,01, una lluminositat d'uns 850.000 sols com el nostre, i superat només per l'espectacular Omega Centauri en la nostra via Làctia. També, el seu diàmetre ha resultat ser tan gran com 300 anys llum. És a prop del triple de la distància de les seves aparents veïns, M69 i M70. I el que és potser més interessant, pot ser que M54 sigui el primer cúmul globular extragalàctic descobert, per Charles Messier el 24 de Juliol de 1778, i d'aquesta manera s'afegeix una primícia extra a la llista de fama de Messier.
M54 és fàcil de localitzar i està proper a Zeta Sagittarii, l'estrella més al sud de la "tetera" (teapot en anglès) de Sagitari, un asterisme de 4 o 5 estrelles (també anomenat la "tetera i el seu broc"), pròpiament a 0,5 graus sud i 1,5 graus oest.
Aquest cúmul globular és brillant però petit pel que pot ser passat per alt amb binocles petits o telescopis de recerca (és a dir confós amb una estrella). Per la seva gran distància, aquest cúmul globular és difícil de resoldre. Binoculars i telescopis petits ho mostren com un objecte rodó i nebulós de vores borroses. Un 10 cm (4 polzades) mostra una textura bigarrada, sota bones condicions amb nusos d'aparença estel·lar, el que John Malles reportar com "suggeriments d'estrelles". Roman sense resoldre fins i tot en grans telescopis d'aficionats, mostrant només textura bigarrada; Kenneth Glyn Jones el descriu com més semblant a una nebulosa planetària a primera vista.
Clic per engrandir. Crèdit: ESA/Hubble i NASA
L'objecte mostrat en aquesta bella imatge del Hubble, podria ser només un altre cúmul globular, però aquest dens i tènue grup d'estrelles va ser de fet el primer cúmul globular trobat que està fora de la nostra galàxia. Descobert pel famós astrònom Charles Messier en 1778, Messier 54 pertany a un satèl·lit de la Via Làctia anomenat la Galàxia Nana Sagitari Elíptica. Messier no tenia idea de la importància del seu descobriment en aquell moment, i no va ser fins a més de dos segles després, el 1994, que els astrònoms van trobar que Messier 54 era part de la galàxia en miniatura i no la nostra. Les estimacions actuals indiquen que el nan de Sagitari, i per tant el cúmul, està situat a gairebé 90.000 anys llum de nosaltres -més de tres vegades més lluny del centre de la nostra galàxia que el sistema solar.
Irònicament, encara que ara s'entén que aquest cúmul globular es troba fora de la Via Làctia, en realitat formarà part d'ella en el futur. La forta atracció gravitacional de la nostra galàxia està engolint lentament al nan de Sagitari, el qual eventualment es fusionarà amb la Via Làctia creant una galàxia molt més gran.
Aquesta imatge és un compost creat combinant imatges preses amb el Canal de Camp Ample de la Càmera Avançada per sondejos (ACS) del Hubble. La llum que passava a través d'un filtre groc-taronja (F606W) era de color blau i la llum que passava a través d'un filtre d'infraroig proper (F814W) era de color vermell. Els temps totals d'exposició van ser de 3460s i 3560s, respectivament, i el camp de visió és d'aproximadament 3,4 per 3,4 minuts d'arc.
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.
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?
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.
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.
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.
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.
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...
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.
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).
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
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.
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!
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.
