Vida extraterrestre: un gas pertorbador identificat a l'atmosfera de Venus

Clic per engrandir. Imatge del nostre veí Venus capturada per la sonda espacial
japonesa Akatsuki. Crèdit: Isa,JAXA, Akatsuki, Meli thev

 

El fòsfor és essencial per a la vida tal com la coneixem a la Terra, ja que recordem que cada nucleòtid d’ADN està format per un grup fosfat (o àcid fosfòric) vinculat a un sucre, la desoxiribosa, que està sobre una base nitrogenada. Per tant, la columna vertebral de l’ADN està formada per la repetició de sucre-fosfat. El fòsfor es va descobrir en la composició del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. El que suggereix que va ser el bombardeig de cometes i asteroides el que el va portar a una Terra primerenca.

Explicacions de Jane S. Greaves (Escola de Física i Astronomia, Universitat
de Cardiff, Regne Unit), que va realitzar l'esmentat estudi publicat. Podeu triar
l'idioma dels subtítols a la configuració del vídeo. ©  Royal Astronomical Society.

Fosfina, una molècula biòtica i abiòtica.

Al nostre planeta blau, la fosfina és present a la nostra atmosfera i podem vincular la seva existència, amb les quantitats observades, a la de l’activitat dels bacteris anaeròbics. En un article anterior disponible a  arXiv , la famosa exobiòloga Sara Seager (que va contribuir a l’article de  Nature Astronomy), havia argumentat amb els seus col·legues que la presència de fosfina en una atmosfera d’un planeta terrestre del tipus terrestre podria constituir un argument per a l'existència de formes de vida, que constituiria l'única explicació plausible de la presència de les molècules de PH³ en determinades quantitats. En un altre article, on va explicar que s’havien descobert microorganismes als núvols de la Terra, va desenvolupar, sempre amb els seus col·legues, reflexions i un model de cicle de vida d’aquestes formes vives, a l’atmosfera de Venus.

La condició que posa en joc un entorn associat a un planeta de tipus terrestre és important per donar pes a aquest argument. De fet, l’atmosfera de Júpiter conté fosfina i això fa temps que no sorprèn ningú perquè la seva presència s’explica molt bé mitjançant processos abiòtics. Per tant, cal tenir precaució, com veurem aviat, quan parlem de biosignatures. Com que aquesta noció no està exempta de problemes i necessita ser manipulada amb cura, és difícil assegurar-se que certes molècules només es puguin produir per l'activitat de les formes de vida.

Però, com podrien sobreviure els microorganismes, fins i tot els extremòfils, a l’atmosfera de Venus?. És un infern amb una pressió a la superfície d’unes 90 atmosferes i sobretot temperatures d’uns 450°C, sense oblidar els núvols responsables de les pluges d’àcid sulfúric.

Certament, però sabem que algunes de les capes de l’atmosfera superior de Venus presenten condicions més suaus, és a dir, temperatures i pressions comparables a les de l’atmosfera temperada de la Terra i que fins i tot s’han trobat gotes d'aigua líquida, tant que els russos i els nord-americans es van plantejar seriosament establir-hi colònies amb globus. Tanmateix, si en aquestes capes han d’existir temperatures de l’ordre de 30°C, els models de les mesures relatives a l'atmosfera de Venus suggereixen que els núvols allà serien molt rics en àcid sulfúric, un 90% contra un 5% en entorns terrestres on els extremòfils sobreviuen malgrat tot. Per tant, l’existència de microorganismes a Venus no és evident.

Clic per engrandir. Composició artística de Venus amb molècules de fosfina.

Una altra pregunta que es pot plantejar és la de l’origen d’aquestes formes de vida. De fet, fa temps que es sospita que Venus no sempre era un infern i que fa uns mil milions d’anys era habitable. Les formes de vida microscòpiques que potser existeixen actualment a la seva atmosfera podrien ser vestigis de les formes de vida venusianes originals. També podem pensar que són contaminacions molt terrestres, provocades pels meteorits, si creiem una mica en la teoria de la panspèrmia.

En qualsevol cas, podríem provar aquesta teoria amb missions a Venus que ja estan planificades i que, per exemple, podrien introduir un dirigible a l'atmosfera de Venus per dur a terme anàlisis que podrien resultar concloents. Per exemple, penseu en una missió russa en estudi, Venera-D.

La conferència del 14 de setembre de 2020 sobre el descobriment de la fosfina.
Podeu triar el vostre idioma preferit de subtitulació a la configuració del
vídeo. ©  Royal Astronomical Society

Què opina Franck Selsis, molt conegut pel seu treball sobre exoplanetes i, en particular, per la recerca de biosignatures, de la publicació de Nature Astronomy?. Li vam preguntar i aquí teniu els seus comentaris. L’astrofísic Franck Selsis estudia les atmosferes planetàries i l’exobiologia.

Clic per engrandir. L’astrofísic Franck Selsis estudia les atmosferes planetàries
i l’exobiologia. © Benjamin Pavone.

El descobriment científic més gran de la història?

Aquí hi ha algunes observacions que em semblen importants, després dels comunicats de premsa que anunciaven ressaltant un possible marcador vital, el que també s’anomena sovint biosignatura a Venus, és a dir, l’observació de fosfina (PH³) a l'atmosfera venusiana:

Detectar un o més components senzills com la fosfina (PH³), el metà (CH⁴), l’ oxigen (O²) o l’ozó (O³) a l’atmosfera d’un planeta o mesurar-ne la quantitat, no es pot considerar per si mateixa una biosignatura.

Siguem precisos sobre el vocabulari: una biosignatura o un biomarcador no és una cosa que possiblement estigui relacionada amb la vida, és una "prova" inequívoca que la vida n'està implicada.

Per tant, anunciar la detecció d’una biosignatura en un altre planeta és anunciar el descobriment científic més gran de la història. Malauradament, ja no comptem aquests anuncis en particular en la història de l’exploració marciana.

Efectivament la vida pot produir una molècula, però la presència d'aquesta molècula no implica l'existència de vida.

Entenem que això és la vida?. No! Enfrontar-se a un fenomen que no s’entén immediatament és molt comú en la ciència i, afortunadament, perquè és la principal motivació i font d’entusiasme en la investigació. 

Afirmar que una propietat deriva d’un procés biològic implica comprendre i demostrar amb precisió la seva naturalesa i no haver destacat una “anomalia”, és a dir, una observació de moment sense explicació. Per exemple, si veig una llum inusual al cel, potser no tinc cap explicació sobre el fenomen, però afirmar que es tracta d’un vaixell extraterrestre requeriria dades sòlides que demostrin que això és el que és.

Per tant, hem de tenir precaució amb aquest comunicat de premsa sobre la fosfina venusiana, per no trobar-nos en una postura que no seria diferent de la que consisteix a cridar una invasió alienígena perquè veiem una llum inusual al cel.

Què significaria "trobar una biosignatura" observant un altre planeta?

Que disposem d’un conjunt d’informació força detallada sobre la composició i les condicions físiques d’aquest planeta, la seva irradiació per l’estrella, la seva desgasificació volcànica, etc. Tanmateix, aquesta condició encara no es compleixen per a Venus, els processos atmosfèrics i els intercanvis entre la superfície i l'atmosfera encara són poc coneguts.

Que aquest conjunt de propietats és inexplicable només pels processos fisicoquímics i geofísics i que aquesta conclusió aconsegueix consens en la comunitat científica. De moment només hi ha una publicació.

Que proposem la hipòtesi que els metabolismes poden estar en l’origen de l’anomalia observada [hem saltat directament a aquesta etapa] i que aquesta hipòtesi s’acompanya d’un conjunt de proves observacionals, és a dir, de conseqüències implicades per la hipòtesi i verificables per l'observació.

Que aquesta hipòtesi es manté davant de les proves observacionals proposades i de totes les noves observacions disponibles, però també davant de teories alternatives, fins a la possible etapa (assolible o no?). Quan la comunitat consideri que aquesta hipòtesi biològica està ben confirmada.

Clic per engrandir. Imatge de Venus lliure dels núvols. Crèdit NASA

Ho he vist aquí.

Mart aviat serà més brillant que Júpiter: ara és el moment d’observar-lo!

Ara, Mart és gairebé visible tota la nit, des del vespre fins al matí. Com cada dos anys, el nostre veí té una cita amb tots els seus fans a la Terra per fer una oposició. La seva distància més petita a la Terra serà el 6 d’octubre.

Si tres missions van prendre el camí cap a Mart aquest estiu, no és per casualitat. Les agències espacials, per descomptat, han aprofitat l’acostament entre els dos planetes, que té lloc  cada 780 dies, per enviar les seves noves missions. El rover ExoMars havia de formar part d’aquest “comboi” per al nostre veí, però la ESA va preferir esperar a la propera reunió del 2022.

El 6 d’octubre, uns dies abans de la seva oposició del 13 d’octubre (alineació de Mart amb la Terra i el Sol), el nostre veí, Mart, estarà el més a prop possible de la Terra. La distància entre els nostres dos mons serà de només 62 milions de quilòmetres, un dels més petits des del memorable del 2003. Aquest darrer va ser un rècord que es mantindrà durant molt de temps als anals perquè el Planeta Roig mai ha estat tan a prop dels ulls dels terrestres durant... 60.000 anys! Llavors només hi havia una distància de 55,7 milions de quilòmetres entre ell i nosaltres.

62 milions de quilòmetres, pot semblar molt, però en realitat, a l’escala del sistema solar, està molt a prop. Un tir de pedra... Quan el mireu al vespre, ara mateix, considereu que està a només quatre minuts de vosaltres i, per tant, només el veieu amb quatre minuts de retard. A mitjans de setembre, entrem en el millor període per admirar-lo. 

Clic per engrandir. Imatge de la superfície de Mart. Crèdit: NASA

Com trobar Mart?

De mica en mica, Mart serà tan brillant que serà molt fàcil reconèixer-lo a la nit per la seva brillantor. A mitjans de setembre, pot aparèixer a les 21 h 30, just per sobre de l’horitzó est, es troba al centre de la constel·lació de Peixos (Peixos). Actualment, a una magnitud -2,1 (12 de setembre), la seva brillantor continuarà augmentant fins a superar la de Júpiter el 24 de setembre (que heu notat, brilla amb força a la posta de Sol des de principis de estiu). Només el nostre altre veí, Venus (que, s'ha de tenir en compte de passada, va estimar secretament el déu Mart, segons la mitologia grecoromana), seguirà sent el planeta més brillant a finals d'estiu i durant tota la tardor. Però com que no hi és fins al final de la nit,  Mart regna fins a la matinada.

Com més a prop la Terra estigui de Mart, més augmentarà la seva mida aparent, per al delit dels seus observadors terrestres que l’escrutin cada nit.

Per descomptat, també podeu admirar-lo a simple vista, un brillant punt de coure vermell a les profunditats de la nit, però si teniu un telescopi o uns binocles, o si en podeu demanar prestat, us sorprendrà observar els detalls característics que presenta, en particular les seves taques fosques durant les seves rotacions (una mica més de 24 hores) i, aquest any, el seu casquet polar sud. Depenent de l'hora del dia, podreu distingir-ne un petit tros deslligat de la resta. Recordem que l’estiu s’ha traslladat a l’hemisferi sud de Mart des del 2 de setembre.

Localització de Mart al cel. Crèdit: Google SkyMap
 

Dues conjuncions de la Lluna amb Mart a l'Octubre.

Els vespres del 2 i 29 d’octubre, Mart té una cita amb la Lluna. aquestes dues belles conjuncions seran observables a simple vista, és clar. No us podeu perdre Mart aquesta tardor.

El 5 de setembre, durant l'última conjunció, es va poder veure una ocultació de Mart per la Lluna en determinades regions del món com el sud d'Europa, Àfrica, l'Atlàntic o Amèrica del Sud. A la França metropolitana, va ser només al sud de Còrsega que el fenomen va ser visible, dura només uns minuts. No obstant això, vam poder admirar el planeta vermell raspallar el sud de la Lluna. Aquest últim estava en el seu bec, la seva distància més gran de la Terra, a les 6.30 h: 405.607 quilòmetres.

Amb un punt ardent de color taronja vermell, el planeta serà visible en els propers mesos a través del cable que connecta els dos peixos. Seguint-lo regularment, dia a dia, notareu que fa un bucle de retrogradació (conegut des de temps remots) dins d’aquesta constel·lació del zodíac.

Dues conjuncions de la Lluna amb Mart a l'Octubre

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M100

 

Clic per engrandir. Crèdit: Judy Schmidt.
 

Descoberta per Pierre Méchain el 1781.

El 15 de març de 1781, Pierre Méchain va descobrir aquest objecte, M100, juntament amb els seus aparents veïns, M98 i M99. El seu amic, Charles Messier, va obtenir la seva posició el 13 d'Abril del 1781 i la va incloure al seu catàleg, immediatament abans d'acabar la tercera i última edició publicada.

M100 és una de la més brillants galàxies membres del Cúmul de Verge.

M100 és una galàxia espiral, com la nostra Via Làctia, i orientada gairebé de front tal com es veu des de la Terra. Està entre les primeres espirals que han estat descobertes, i és relacionada per Lord Rosse com una de les 14 "nebuloses espirals' descobertes fins a 1850. La galàxia té dos braços prominents d'estrelles brillants blaves, i diversos braços més febles. Les estrelles blaves en els braços són joves calentes i massives que es van formar recentment a partir de pertorbacions en la densitat causades per interaccions amb galàxies veïnes que es troben just fora de la nostra imatge. Malgrat el seu contorn gairebé perfectament simètric, aquesta galàxia apareix lleugerament asimètrica, ja que en el costat sud (el més baix) del nucli s'han format més (o més brillants) estrelles joves.

Clic per engrandir.

Aquesta fotografia de l'espiral de gran disseny va ser obtinguda per David Malin de l'Observatori Anglo-Australià. De les mateixes plaques originals del Telescopi Anglo-Australià, David Malin ha aportat més imatges de M100 mostrant també les seves veïnes nanes.

Fotografies profundes de M100 han revelat que aquesta galàxia és de fet molt més gran del que mostren les fotografies convencionals. Per tant, una part significativa de la massa de la galàxia pot romandre en les febles regions exteriors i escapar al seu descobriment en imatges convencionals.

M100 ha estat fotografiada extensivament pel Telescopi Espacial Hubble (Hubble Space Telescope, HST), que finalment va conduir a la descoberta d'unes 20 Cefeides així com d'una nova, i a una determinació de la distància de 56 +/- 6 milions d'anys llum per M100, la primera determinació fiable de distància d'una galàxia del Cúmul de Verge (veure H0 Key Project, paper IV, 1996). L'alta millora de resolució fotogràfica pel HST pot ser notada en aquesta comparació del HST amb fotos en qualitat mitjana del KPNO de 2,1 m.

Diane Dutkevitch de la Northwestern University ha aportat un Laboratori web d'Astronomia sobre la determinació de la distància a M100 per les observacions de les Cefeides del HST.

Clic per engrandir. M 100. Crèdit: NASA, Judy Schimdt

El disc més interior de M100 ha estat investigat pel Telescopi d'Imatges en l'ultraviolat en la seva missió Astro-1 de la Llançadora Espacial. Es va trobar una intensa activitat de formació estel·lar que té lloc en un anell d'activitat d'explosió estel·lar al llarg de la perifèria dels braços espirals més interiors de la galàxia.

M100 està localitzada en la constel·lació de primavera Cabellera de Berenice i es pot veure a través d'un telescopi d'aficionat de grandària moderada. Els aficionats poden també veure les regions centrals d'aquesta galàxia com una feble taca el·líptica de textura desigual en telescopis petits, o fins i tot en uns bons binocles. Sota bones condicions d'observació, poden albirar-suggeriments dels braços espirals més
interiors en telescopis des d'una obertura de 4 polzades (refractor o reflector oblic). Les fotografies revelen la magnífica estructura de l'estructura espiral, com es veu en cada imatge de la nostra col·lecció d'imatges d'aficionats de M100.

Quatre supernoves han estat observades a M100:

• 1901B, un tipus I, mag 15.6 al març de 1901;
• 1914A de tipus indeterminat, mag 15.7 el Feb / Mar de 1914;
• 1959E de tipus I, mag 17.5 en Ag / Set de 1959, 58'E i 21'S de l'nucli, descoberta el 21 de Febrer de 1960 i observada fins el 17 de juny de 1960; i
• 1979C de tipus II, mag 11.6 el 15 d'Abril de 1979, que no obstant això es va esvair ràpidament. La Supernova 1979C o el seu  romanent es va observar posteriorment en varies longituds d'ona de radio a raigs X, en particular en el rang dels raigs X amb els satél·lits Rosat (Immler et.al. 1998) y XMM Newton (Immler et.al. 2005).

M100 al web del SEDS

Índex del Catàleg Messier del blog.

 

La supernova de Kepler: 400 anys després de l'explosió de l'estrella, els seus residus no es frenen

Clic per engrandir. En el que quedava de la supernova de Kepler fa 400 anys,
observada des de la Terra, els astrònoms de la NASA han mesurat cúmuls
que es mouen a velocitats de fins a 37 milions de quilòmetres per hora.
Crèdit: M. Millard et al., Texas University, Arlington, CXC, NASA.

Una sèrie de fotos preses per l’Observatori de raigs X del Chandra mostra que alguns grups de restes de la supernova de Kepler es mouen fins a 37 milions de quilòmetres per hora. Velocitats sorprenentment altes per a una explosió que, vista des de la nostra Terra, es va produir fa més de 400 anys.

SN2016aps, la supernova més brillant mai vista. Quan arriba la seva darrera hora,
les estrelles massives exploten en supernoves en una enorme escampada d'energia.
Descoberta el 2016, SN2016aps apareix a ulls dels investigadors com la supernova
més brillant, energètica i massiva mai observada.

La supernova de Kepler és una supernova de la que l'explosió a la Via Làctia, a uns 20.000 anys llum del nostre Sistema Solar, es va observar des de la Terra el 1604. D'aquí el seu nom en clau: SN 1604. I avui, astrònoms de la NASA revelen que alguns residus d’aquesta explosió encara viatgen per l’espai a velocitats astronòmiques de fins a 37 milions de quilòmetres per hora.  

Recordem que la supernova de Kepler és una supernova de tipus 1a. Una supernova termonuclear. En altres paraules, una supernova resultant de l'explosió termonuclear d'una nana blanca que ha assolit la seva massa crítica després d'haver capturat matèria d'una estrella companya.

En aquesta seqüència d’imatges de l’observatori de raigs X del Chandra de les
restes de la supernova de Kepler, vermell, verd i blau revelen raigs X de baixa,
mitjana i alta energia, respectivament. La pel·lícula s’acosta per mostrar diversos
dels cúmuls de deixalles més ràpids. © A. Hobart, CXC, NASA

Una velocitat que planteja preguntes

Aquest nivell de velocitat ja s’ha observat en restes de supernoves en altres galàxies. Però només uns dies o setmanes després de les explosions que les van donar a llum. Certament, no 400 anys després. Suggerint que les restes de la supernova de Kepler amb prou feines s’han alentit durant tot aquest temps.

De moment, els astrònoms no saben explicar el fenomen. Alguns suggereixen que l'explosió de la supernova de la nana blanca en qüestió va ser particularment violenta, expulsant la matèria a molt alta velocitat. Altres imaginen que l'entorn de la nana blanca era grumollós. I que els cúmuls de deixalles han trobat camins de baixa densitat per continuar el seu viatge sense que s’alenteixin massa.

  

Ho he vist aquí.

 

Física quàntica: aquest experiment qüestiona la nostra realitat?

Clic per engrandir. Fotografia de família dels assistents a la Conferència de Solvay el 1927,
a on hi ha -entre d'altres- els pares de física quàntica. 17 dels personatges retratats eren o
van a arribar ser Premis Nobel. Crèdit: Domini public.

Un nou experiment de física quàntica estableix un nou pas de la realitat objectiva. Per no deixar de banda els nostres lectors que no estan familiaritzats amb la física quàntica, estem començant de zero, en termes senzills.

Al seu llibre "The Character of Physical Law", el físic Richard Feynman escriu: “Crec que és segur dir que ningú no entén la mecànica quàntica". Si les fonts d’aquesta disciplina encara jove (amb prou feines un segle) posen en dificultats a les poques ments que es dediquen al seu estudi, sabem tanmateix que la física quàntica descriu amb una sorprenent precisió els comportaments més contraintuïtius d'àtoms i partícules, sovint fent més preguntes de les que es responen. Tot i que ja no hi ha cap dubte que per al físic clàssic, la mecànica quàntica de vegades avança contra el sentit comú el que la fa encara més incerta.

No obstant això, ara un recent estudi ha aconseguit proporcionar noves respostes que intentarem explicar aquí en els termes més senzills i clars possibles.

"Ser i no ser", va dir el gat de Schrödinger

Per als investigadors que treballen fora del camp de la física quàntica, el món té dues qualitats importants:

- Realista,  és a dir, que la realitat és objectiva i no depèn d'una mesura ni d'un observador.

- Determinista, és a dir, que la realitat no és aleatòria sinó el resultat d’un conjunt de variables que produeixen resultats sistemàtics  i previsibles (sempre que tinguem tota la informació necessària per a la seva comprensió).

Tot i això, la física quàntica ens ensenya que tot és molt diferent per sota d’una certa escala, en el món exòtic dels àtoms i les partícules, fins i tot de les molècules. Imagineu que una partícula, una mica com un interruptor, admet dos possibles estats, que anomenarem 1 i 0 per simplificar. Si es vol creure la interpretació de Copenhaguen, mentre que un interruptor només pot estar en un estat alhora (activat o desactivat), la partícula es troba en el que s’anomena superposició d'estats, és a dir tant 1 com 0. Aquesta superposició només desapareix quan un observador decideix mesurar el seu estat, provocant així un col·lapse de la funció d’ona. Aquesta primera idea contradiu la possibilitat d'una realitat única i objectiva per a la nostra partícula, però les coses no acaben aquí.

De fet, encara segons la teoria quàntica, la partícula no segueix una lògica determinista sinó probabilística. Per tant, no podem predir l’estat en què es trobarà, sinó només calcular la probabilitat d’obtenir un estat o un altre. En el nostre cas, i encara per al bé de la simplicitat, direm que la nostra partícula té una possibilitat entre dues de estar en l'estat 1 o 0.

Una il·lustració d’un interruptor clàssic versus un interruptor quàntic imaginari. © Fermilab

El col·lapse és als ulls de l’espectador

Els científics encara no saben com passa la partícula d’una superposició d’estats a un estat fix. Alguns han suggerit que la funció d'ona s'enfonsa a mesura que es fa la mesura, i d'altres, que la intervenció d'un observador conscient és necessària; aquesta última noció ha portat alguns a retorçar la física quàntica dient que podríem canviar el teixit de la realitat per la pura força de la nostra ment, que pel que sabem és completament equivocada.

Avui en dia, els investigadors que treballen amb sistemes quàntics complexos saben que una sola ratxa de vent pot provocar el col·lapse de la fràgil casa de cartes de superposició quàntica, susceptible a la interacció amb les partícules de l’ aire. Per  tant, queda oberta la qüestió de què constitueix el valor d’una mesura o d’un observador.

Partícules entrellaçades i missatgeria instantània

Introduïm ara una nova dosi d’exotisme abordant la noció d’entrellaçament quàntic. Ja sabem que quan mesurem l’estat d’una partícula quàntica, tenim un 50% de probabilitats de trobar 1 o 0. En calcular les probabilitats per a la mesura de dues partícules, obtenim la taula següent:

Però les partícules entrellaçades comparteixen una relació especial. Vinculades entre elles (després d’una manipulació voluntària o, més rarament, accidentalment), formen un tot inseparable on l’estat d’una depèn de l’altra. Més senzillament, les dues partícules es troben cadascuna en una superposició d'estats (1 i 0) fins que es mesura una d'elles. Aquesta mesura provoca un col·lapse simultani de la funció d'ona per al parell, i cada una es fixa en un estat oposat, independentment de la distància. Així obtenim aquesta taula:

Això significa que, en teoria, si col·loqueu una partícula a la Lluna i el seu bessó a la Terra, la mesura de la partícula de la Terra (dona per exemple l’estat 1) provocaria que la funció d’ona del bessó lunar s’ensorrés. (que llavors adquiriria l’estat 0) al mateix temps. Aquells que encara recorden les seves lliçons de física protestaran dient que això és impossible perquè res, ni tan sols informació, viatja més ràpid que la llum (que triga 1,3 segons a arribar-nos des de la Lluna). I a això respondrem ... que teniu tota la raó. Einstein no va ser, a més, el màxim seguidor d'aquesta noció, que va anomenar l'acció inquietant (o esgarrifosa) a distància.

Quan (Bell) toca a mort 

Als anys seixanta, el físic John Bell va decidir aprendre més sobre aquesta comunicació evidentment instantània entre partícules entrellaçades. Per tant, parteix de dos principis inicials, extrets d’una visió clàssica del món:

- Principi de localitat: Les partícules no es poden influir mútuament més ràpidament que la llum.

- Realisme: Les partícules segueixen una operació determinista (i no probabilística) i que simplement ens esforcem per predir a causa de variables ocultes.

Basant-se en aquests dos postulats, Bell calcula el conjunt d’estats possibles per a la mesura d’un parell de partícules entrellaçades (en un context una mica més complex que el que hem presentat fins ara) i obté així un llindar de correlació teòrica. Des de llavors, s'han dut a terme nombroses "proves de Bell", a on els resultats han infringit infal·liblement el llindar teòric calculat per Bell. Segons ell, només es podia extreure una conclusió d’aquesta observació: un dels seus supòsits inicials era fals. Però quin?

La paradoxa de Wigner

Ara fem una pausa per abordar un nou experiment mental, proposat pel físic Eugene Wigner,  en el moment en què Bell treballava en el seu teorema. Una mica molest per les preguntes sense resposta de la física quàntica, Wigner decideix llançar una pedra addicional a la qüestió exposant la següent paradoxa.

Imagineu-vos que un amic de Wigner està assegut en un laboratori a on està a punt de mesurar l’estat d’una partícula. El físic, en canvi, es troba fora del laboratori i no té manera de saber què hi passa. En aplicar les equacions proporcionades per la mecànica quàntica, sabem que la partícula es troba en una superposició dels dos estats (1 i 0) fins que l’amic de Wigner la mesura, provocant en aquell moment el famós col·lapse de la funció d'ona. Però això no és tot.

En el nostre experiment mental, l’amic de Wigner no és l’únic que pren una mesura. Wigner pot, al seu torn, obrir la porta i preguntar al seu amic quin resultat va obtenir. Per tant, el laboratori (i el seu amic a dins) està una mica contaminat per la partícula i també es troba en una superposició d’estats fins que Wigner ha tingut la seva resposta.

Clic per engrandir. El físic Eugène Wigner, l’origen de la paradoxa de l’amic
de Wigner. © ORNL History

Wigner (el real, no el de la paradoxa) fa la següent pregunta: quan es produeix el col·lapse de la funció d'ona de la partícula? quan el seu amic es va assabentar del resultat o quan li va enviar? Per a Wigner,  la consciència del seu amic era suficient per provocar el col·lapse definitiu i categòric de la funció d'ona, però fins i tot tenia raó? I si el seu amic hagués estat un ordinador?.

Simfonia per a quatre observadors i dues partícules

Passem ara a l’experiència que ens interessa. "Per a la nostra investigació, hem construït una versió ampliada de la paradoxa de l'amic de Wigner, proposada per primera vegada per Časlav Brukner de la Universitat de Viena", escriu Eric Cavalcanti, coautor de l'estudi publicat a Nature Physics. En aquest nou escenari, coneixem a l'Alice i en Bob (en el paper de Wigner), Charlie i Debbie (en el paper del seu amic) i un parell de partícules entrellaçades (en el paper de... la partícula).

Charlie i Debbie es troben cadascun al seu propi laboratori: mentre que la feina de Charlie és mesurar la partícula a del parell entrellaçat, Debbie s’encarrega de la partícula b. (Recordem que, d’acord amb el principi d’intricació quàntica, si Charlie mesura un estat de 1, Debbie necessàriament trobarà el 0 al seu costat i viceversa.) A l'exterior, Alice i Bob (a qui anomenarem superobservadors) llencen cadascun un dau de tres cares (I, II, III):

- Si el resultat és igual a I: el superobservador obre la porta del laboratori i pregunta al seu acòlit quin resultat ha obtingut.

- Si el resultat és igual a II o III: el superobservador deixa la porta tancada i tria mesurar ell mateix la partícula, ignorant el resultat obtingut pel seu acòlit.

Les parelles segueixen aquest procediment sense preocupar-se l'una de l'altra, al final de l’experiment, Alice i Bob comparen els seus resultats per calcular la taxa de correlació de tots els parells de partícules. Tot està clar? Ara, anem breument i de la manera més senzilla possible, com els investigadors van comprovar experimentalment aquesta paradoxa.

El parèntesi pràctic

En aquest context més concret, es genera un parell de fotons polaritzats i entrenllaçats que travessa un complex sistema de filtres, prismes, miralls i sensors. El més important a entendre és que el fotó passa primer per un filtre que determina la seva trajectòria (per exemple, esquerra o dreta) segons la seva polarització (1 o 0). Després té dues opcions: 

- Continua el seu camí directament cap a un interferòmetre que mesurarà el seu estat. o bé

- passa per un segon filtre que anul·la l’efecte de l’anterior abans que el fotó arribi a l’interferòmetre.

Aquí, el primer filtre designa l’acòlit, mentre que l’interferòmetre pren el lloc del superobservador. En el primer cas, descrivint la situació en què el llançament de daus és igual a I, el resultat obtingut pel filtre/acòlit es transmet directament a l’interferòmetre/superobservador (la porta està oberta). A la segona, on el llançament de daus és igual a II o III, l’observació de l'acólit s’esborra d’alguna manera i el fotó es mesura directament pel superobservador (la porta roman tancada). A l'experiment, el llançament de daus es genera aleatòriament per a cada interferòmetre, per a cada parell de fotons nou.

A continuació es mostra una versió molt esquemàtica de la meitat del dispositiu, juntament amb la seva versió original i completa (ja ens direu uina preferiu).

Clic per engrandir. Una versió simplificada de l’experiment: a la part superior,
el fotó passa a través d’un primer filtre (l’acòlit), i després s’uneix directament a
l’interferòmetre (superobservador); a la part inferior, el fotó passa a través d'un
primer filtre (el company), i després continua el seu viatge a través d'un segon
filtre cancel·lant l'efecte del primer, per finalment unir-se a l'interferòmetre
(superobservador). © Emma Hollen. 

Clic per engrandir. La versió original de l’experiment mostra la configuració experimental
en conjunt: a la dreta, veiem els camins seguits pels fotons de Bob i Alice. El fotó passa
a través d’un primer conjunt de filtres a la part inferior (acòlit), i després, en funció del
resultat del "llançament dels daus", és desviat selectivament per un mirall en
moviment cap a l’interferòmetre (superobservador) o continua el seu recorregut per un
nou conjunt de filtres que cancel·len l’efecte dels anteriors, per unir-se finalment a
l’interferòmetre (superobservador). © Bong et al., Spie 

Tres postulats, amb un gir

Per tal de comparar els seus resultats experimentals amb les prediccions de la física clàssica, els investigadors estableixen els seus càlculs teòrics sobre tres postulats bàsics, formant junts un principi anomenat "amabilitat local" per Cavalcanti:

- Caràcter absolut dels esdeveniments observats  (AOE): un cop feta la primera observació, el col·lapse de la funció d'ona és absolut i definitiu, no hi ha versions alternatives ni possibles modificacions;

- Principi de localitat: (recordatori) les partícules no es poden influir mútuament més ràpid que la llum;

- Absència de superdeterminisme (NSD): es conserva el lliure albir i l’atzar; el resultat de les tirades de daus, per exemple, no pot ser influït per cap altre esdeveniment dins o fora de l'experiment: és completament aleatori.

Un cop calculat el llindar de correlació teòrica, l’equip va realitzar ni més ni menys que 90.000 proves. Com s'esperava, les correlacions obtingudes experimentalment violen sistemàticament els postulats de Bell. Però, encara més interessant, els resultats no violen el principi d’amabilitat local (qüestionant almenys un dels tres postulats inicials anteriors) només quan l’intricació és prou forta: pertorbant parcialment l’harmonia de parells de fotons, els investigadors van trobar que més enllà d’un llindar determinat, els resultats empírics coincideixen amb les prediccions.

Aquesta distinció permet demostrar que els postulats de Bell i els d'amabilitat no són equivalents. Per obtenir resultats teòrics d'acord amb les mesures realitzades a la realitat, haurem d'abandonar almenys un dels tres postulats que planteja el principi de simpatia local. I les implicacions d’aquest descobriment són profundes.

Haurem d’actualitzar la nostra realitat?

Com dèiem al principi del nostre article, la mecànica quàntica de vegades avança contra els postulats decretats pel sentit comú; "L'avenç en aquest cas és que discernim una mica millor quines suposicions hem d'abandonar" , comenta Ken Wharton, físic de la Universitat de San José, que no va participar en l'estudi. Fins que els nous resultats experimentals no ens proporcionin més amplis elements de resposta, les teories continuaran florint, i alguns científics afirmen que els esdeveniments futurs poden afectar les observacions passades (retrocausalitat), que cada observació provoca el naixement d’ universos.paral·lel (hipòtesi multivers), o que no hi hagi realitat objectiva. El següent pas per als investigadors és replicar l’experiment a escales més grans per veure fins a quin punt es manté la teoria quàntica i si les seves troballes s’apliquen al nostre nivell de percepció.

Ho he vist aquí.

Catàleg Messier. Objecte M99

M99. Clic per engrandir. Crèdit: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/
University of Arizona-http://www.caelumobservatory.com/gallery/m99.shtml.

Descoberta per Pierre Méchain el 1781.

M99 Va ser descoberta del 15 de març de 1781 pel col·lega i amic de Messier, Pierre Méchain, juntament amb M98 i M100. Charles Messier va mesurar la seva posició i les va incloure en el seu catàleg el 13 d'Abril de 1781, immediatament abans d'acabar la tercera i última edició publicada.

M99, encara que situada a la constel·lació de la Cabellera de Berenice, és una de les espirals brillants del Cúmul de galàxies de Verge. És del tipus Sc, gira en sentit de les agulles del rellotge (a diferència de la propera espiral M100), i és inusualment asimètrica. El present autor especula que aquesta asimetria podria ser deguda a trobades semi-recents amb altres membres del Cúmul de Verge, una hipòtesi que pot ser secundada pel fet que la seva velocitat de recessió és bastant alta per a un membre d'aquest cúmul: 2.324 Km/seg d'acord al Sky Catalog 2000.0, la velocitat de recessió més alta mesurada per a una galàxia Messier (i per tant per a qualsevol objecte Messier). Això vol dir que s'està movent a través del Cúmul de Verge a una velocitat pròpia (o peculiar) de al menys uns 1.200 km/s, casualment en una direcció que l'allunya de nosaltres.

Tenint en compte que la relativament propera (al cel) galàxia M98 s'aproxima a 125 km/s, i per tant movent-se a aproximadament la mateixa velocitat peculiar però, casualment, cap a nosaltres, un pot especular que aquestes dues galàxies poden haver estat involucrades en una trobada, però això no és, en aquest moment, més que una atrevida especulació.

Clic per engrandir. M99, Crèdit: Johan Knapen and Nik Szymanek

Tres supernoves han estat registrades a M99: La supernova del tipus II 1967H, mag. 14, al juny del 1967, la supernova del tipus II 1972Q, de mag. 15,6 el 16 de Desembre del 1972, i la 1986I ​​de tipus I, mag. 14, el 17 de maig del 1986.

M99 va ser la segona nebulosa, o galàxia, que va ser reconeguda com una espiral, per Lord Rosse a la primavera de 1846, al voltant d'un any després del seu primer descobriment d'una espiral, M51, a la primavera de 1845.

M99 al web del SEDS
Índex del Catàleg Messier del blog

Catàleg Charles Messier. Objecte M98

Clic per engrandir. Crèdit ESO

Descoberta per Pierre Méchain el 1781.

Messier 98 (M98, NGC 4192) és un dels objectes més febles del catàleg de Messier. És una bella galàxia espiral vista de costat, i membre del Cúmul de Galàxies de Verge, situat a la part sud de la constel·lació de la Cabellera de Berenice.

Juntament amb les properes M99 i M100, M98 va ser descoberta del 15 de març de 1781 per Pierre Méchain. Charles Messier va mesurar la seva posició i la va catalogar el 13 d'Abril de 1781, immediatament abans d'acabar la tercera i última edició publicada del seu catàleg, i destaca que M98 és la més feble d'aquestes tres.

Holmberg ha especulat que M98 podria ser una galàxia de fons més que un membre del cúmul, ja que se'ns està aproximant a 125 km/seg. Malgrat això, en l'opinió del present autor, aquest és un dels arguments més forts que M98 és realment un membre del Cúmul de Verge!. En el dens i massiu Cúmul de Verge, tant la velocitat d'atracció com les trobades properes poden haver-se sumat fàcilment fins a un moviment d'una mica més de 1.200 km/seg., i està aparentment assenyalant en direcció cap a nosaltres, per casualitat, donant com a resultat en el mesurament un corriment al blau en l'espectre d'aquesta galàxia.

M98 està gairebé sobre la vora, i es mostra com un caòtic i difús disc, que conté algunes regions blaves d'estrelles recentment formades, i una enorme quantitat de pols ocultador, que envermelleix bastant la llum del nucli central petit però brillant.

La galàxia sobre la vora M98 pot ser localitzada millor començant des de l'estel de magnitud 5, 6 Comae Berenices, que està a l'est de M98.

M98 al web del SEDS.
Índex del Catàleg Messier del blog.

Quants satèl·lits giren al voltant de la Terra?

Clic per engrandir. Quants satèl·lits hi ha al voltant de la Terra?. Crèdit: ESA

L’òrbita terrestre està cada cop més plena de milers de satèl·lits d’operadors públics i privats. Quants en giren pel damunt del nostre cap? Quines són les seves missions? Quins països en tenen més? Quines són la seva mida i altitud? Busqueu totes les figures amb aquesta infografia.

Com posar un satèl·lit en òrbita al voltant de la Terra?  Sense que ni tan sols en siguem conscients, els satèl·lits s’han tornat essencials per a la nostra vida diària. D’això en depenen els mitjans de comunicació, vigilància i bona part de la investigació científica. Llavors, com posar un satèl·lit en òrbita? El Cnes ens respon en aquest breu vídeo didàctic. Avís: Text i àudio en francès.

D'acord amb l'Associació UCS (Unió de Científics Concienciats) 2063 satèl·lits actius en òrbita al voltant de la Terra el dia 1 d'abril del 2019. El més antic encara en funcionament és un satèl·lit aficionat nord-americà AMSAT Oscar-7 (AO-7) llançat el 15 de novembre de 1974. La taxa de llançaments s’ha accelerat bruscament en els darrers anys, amb 378 satèl·lits llançats el 2017 i 375 satèl·lits el 2018. Tingueu en compte: aquest no és el nombre de coets, ja que la norma es fer llançaments múltiples. El 15 de febrer de 2017, l’Índia va batre un rècord amb 104 satèl·lits en un sol llançament.

Clic per engrandir. Crèdit Futura-Sciences. Sci-Bit

País i Dimensió del satèl·lit.

Aquesta proliferació està relacionada amb dos fenòmens: d’una banda, cada cop són més els països interessats en l’espai. Així, Angola va llançar el seu primer satèl·lit el 2017, destinat a proporcionar serveis de comunicació (ràdio, televisió, veu) i Internet d’alta velocitat a través del continent africà i part d’Europa. D'altra banda, els satèl·lits s'estan miniaturitzant amb l'aparició de CubeSats i d'altres nano-satèl·lits no més grans que una caixa de sabates.

Ús dels satèl·lits.

Dels 2.063 satèl·lits en òrbita terrestre, el 38% (788) es dedica a l’observació de la Terra (estudi del clima, precipitacions, vigilància, etc.) i el 37% (773) als serveis de comunicació. A continuació, vénen satèl·lits amb finalitats científiques o tecnològiques en comunicació o defensa (263) i els utilitzats per a la navegació global o regional (138). Fins i tot veiem que apareixen projectes cada cop més inusuals, com ara obres d’art o startups que ofereixen enviar-te les cendres al cel quan moris.

Òrbites dels satèl·lits

El 64% dels satèl·lits (1.325) són enviats a òrbita baixa (LEO), situada entre els 500 i els 2.000 quilòmetres sobre el nivell del mar. Aquesta proximitat permet un temps de latència molt curt i menys energia al llançament. S'utilitza en particular per a sistemes de telecomunicacions, imatges terrestres o meteorologia. El 27% dels satèl·lits (554) naveguen en una òrbita geoestacionària, a una altitud de 36.000 quilòmetres, que s’utilitza especialment per a serveis de comunicació com la televisió, el satèl·lit roman en tot moment per sobre del mateix punt. L’òrbita mitjana, situada entre 2.000 i 36.000 quilòmetres, s’utilitza per a satèl·lits de navegació com el GPS.

Ho he vist aquí.

El Hubble resol la misteriosa atenuació de Betelgeuse

 Betelgeuse. Clic per engrandir. Crèdit:  A. Dupree (CfA), R. Gilliland (STScI), FOC, HST, NASA

Les observacions del telescopi espacial Hubble de la NASA mostren que l'inesperat enfosquiment de l'estrella supergegant Betelgeuse va ser causat probablement per una immensa quantitat de material calent expulsat a l'espai, formant un núvol de pols que bloquejava la llum de l'estrella procedent de la superfície de Betelgeuse.

Els investigadors del Hubble suggereixen que el núvol de pols que es va formar quan el plasma supercalent es va alliberar d'un aflorament d'una gran cel·la de convecció a la superfície de l'estrella travessant l'atmosfera calenta fins a  les capes exteriors més fredes, on es va refredar i va formar grans de pols. El núvol de pols resultant va bloquejar la llum del voltant d'un quart de la superfície de l'estrella, a partir de finals de 2019. Per a abril de 2020, l'estrella va tornar a la seva brillantor normal.

Betelgeuse és una estrella supergegant envellida, vermella, que ha augmentat de grandària a causa dels canvis complexos i evolutius del seu nucli, un forn de fusió nuclear. L’estrella és tan enorme, que si substituís el Sol al centre del nostre sistema solar, la seva superfície exterior s’estendria per sobre de l’òrbita de Júpiter.

El fenomen sense precedents per al gran enfosquiment de Betelgeuse, que fins i tot es nota fins a simple vista, va començar a l'octubre del 2019. A mitjans de febrer del 2020, l'enorme estrella havia perdut més de les dues terceres parts de la seva brillantor.

Aquest gràfic amb quatre panells il·lustra com la regió sud de l'estrella supergeganta vermella i brillant, la brillantor de Betelgeuse en una evolució ràpida pot haver quedat bruscament enfeblida durant diversos mesos entre els finals del 2019 i principis del 2020. En els primers dos panells, es pot veure a la llum ultraviolada amb el Hubble, una bombolla de plasma brillant i calent és expulsada per l’aparició d’una enorme cèl·lula de convecció a la superfície de l’estrella. Al quadre tres, el gas expulsat s’expandeix ràpidament cap a l’exterior, i es refreda per formar un enorme núvol fosc de grans de pols. El panell final revela l'enorme núvol de pols que bloqueja la llum (tal com es veu des de la Terra) de la quarta part de la superfície de l'estrella. Crèdit d’il·lustració: NASA, ESA i E. Wheatley (STScI).

Aquesta moderació sobtada ha desconcertat als astrònoms, que van lluitar per desenvolupar diverses teories sobre el canvi brusc. Una idea era que una taca solar enorme i freda tapava un ampli terreny de la superfície visible. No obstant això, les observacions del Hubble, dirigides per Andrea Dupree, directora associada del Centre d’Astrofísica-Harvard i Smithsonian (CfA), Cambridge, Massachusetts, suggereixen un núvol de pols que ha cobert una part de l'estrella.

Diversos mesos d'observacions espectroscòpiques de llum ultraviolada de Hubble de Betelgeuse, a partir del gener del 2019, donen lloc a una línia de temps que es va enfosquint. Aquestes observacions proporcionen pistes noves i importants sobre el mecanisme que hi ha darrere de l’enfosquiment.

Hubble va capturar signes de material dens i escalfat que es desplaçava per l'atmosfera de l'estrella al setembre, octubre i novembre de 2019. Aleshores, al desembre, diversos telescopis terrestres van observar que l'estrella disminuïa de lluentor al seu hemisferi sud. Feu clic aquí per saber-ne més.

"Amb el Hubble, veiem el material mentre sortia de la superfície visible de l'estrella i passava per l'atmosfera, abans que es formés la pols que va fer que l'estrella s'enfosquís", va dir Dupree. "Vam veure l'efecte d'una regió densa i calenta a la part sud-est de l'estrella que es desplaça cap a l'exterior".

"Aquest material era de dues a quatre vegades més lluminós que la brillantor normal de l'estrella", va continuar. "I aleshores, aproximadament un mes després, la part sud de Betelgeuse es va enfosquir de forma visible a mesura que l'estrella es feia més fosca. Creiem que és possible que un núvol fosc resulti del flux que va detectar Hubble. Només Hubble ens proporciona aquesta evidència que va portar a l'enfosquiment".

El document de l’equip ha estat publicat online el 13 d’agost a  The Astrophysical Journal.

Estrelles massives supergegantes com Betelgeuse són importants perquè expulsen elements pesats com el carboni a l’espai que es converteixen en els blocs de construcció de noves generacions d’estrelles. El carboni també és un ingredient bàsic per a la vida tal com la coneixem.

Rastreig d'un esclat traumàtic

L'equip de Dupree va començar a utilitzar Hubble a principis de l'any passat per analitzar l'estrella. Les seves observacions formen part d’un estudi del Hubble de tres anys de durada, per controlar les variacions de l’atmosfera exterior de l’estrella. Betelgeuse és una estrella variable que s’expandeix i es contrau, que s’il·lumina i s’enfosqueix, en un cicle de 420 dies.

La sensibilitat a la llum ultraviolada de Hubble va permetre als investigadors sondar les capes per sobre de la superfície de l'estrella, tan calentes, de més de 20.000 graus Fahrenheit (més de 11.000 ºC), que no es poden detectar a les longituds d'ona visibles. Aquestes capes s'escalfen parcialment per les turbulentes cèl·lules de convecció de l'estrella que bombollegen fins a la superfície.

Betelgeuse es fàcil de localitzat al cel nocturn.
Fins i tot en llocs amb contaminació lumínica.
Crèdit: Google-SkyMap

Els espectres del Hubble, presos a principis i finals de 2019, i el 2020, van sondejar l'atmosfera exterior de l'estrella mesurant les línies de magnesi II (magnesi ionitzat individualment). De setembre a novembre de 2019, els investigadors van mesurar el material que es mou a uns 320.000 quilòmetres per hora des de la superfície de l'estrella fins a la seva atmosfera exterior.

Aquest material dens i calent va continuar viatjant més enllà de la superfície visible de Betelgeuse, arribant a milions de quilòmetres de l'estrella a on va romandre. A aquesta distància, el material es va refredar prou com per formar pols, segons van dir els investigadors.

Aquesta interpretació és coherent amb les observacions de llum ultraviolada de Hubble el febrer del 2020, que van demostrar que el comportament de l'atmosfera exterior de l'estrella tornava a la normalitat, tot i que les imatges de llum visible mostraven que encara s'enfosquia.

Tot i que Dupree desconeix la causa de l'esclat, creu que va ser ajudat pel cicle de pulsació de l'estrella, que va continuar normalment tot i l'esdeveniment, segons les observacions de llum visible. El coautor del document, Klaus Strassmeier, del Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam, va utilitzar el telescopi automatitzat de l'institut anomenat STELLar Activity (STELLA), per mesurar els canvis en la velocitat del gas a la superfície de l'estrella a mesura que es va elevar i va caure durant el cicle de pulsació. L’estrella s’estava expandint en el seu cicle alhora que augmentava la cèl·lula convectiva. El pols que dilata a Betelgeuse pot haver ajudat a impulsar el plasma a sortir a l’atmosfera.

Dupree estima que es va perdre aproximadament dues vegades la quantitat normal de material de l'hemisferi sud durant els tres mesos del esclat. Betelgeuse, com totes les estrelles, està tolt el temps perdent massa, en el seu cas a un ritme 30 milions de vegades superior al Sol.

Betelgeuse és tan a prop de la Terra, i és tan gran, que Hubble ha sabut resoldre les característiques de la superfície, convertint-la en l'única estrella, tret del nostre Sol, on es pot veure el detall de la superfície.

Les imatges de Hubble realitzades per Dupree el 1995 van revelar per primera vegada una superfície tacada que contenia cèl·lules de convecció massiva que es contrauen i el que fa que s’enfosqueixin i s’il·luminin.

Un precursor de Supernova?

La supergeganta vermella està destinada a acabar la seva vida en una explosió de supernova. Alguns astrònoms creuen que l’atenuament sobtat pot ser un esdeveniment pre-supernova. L’estrella està relativament a prop, a uns 725 anys llum de distància, cosa que significa que l’enfosquiment hauria passat al voltant de l’any 1300. Però la seva llum acaba d’arribar a la Terra ara.

 Clic per engrandir. Romanent de la supernova Cassiopea A. Crèdit: NASA/Chandra

"Ningú sap què fa una estrella abans de convertir-se en una supernova, perquè mai s'ha observat", va explicar Dupree. "Els astrònoms tenen mostres d'estrelles potser un any abans de convertir-se en supernoves, però no d'uns dies o setmanes abans que passés. Però la probabilitat que l'estrella es converteixi en supernova en qualsevol moment es ben petita".

Dupree tindrà una altra oportunitat d'observar l'estrella amb el Hubble a finals d'agost o principis de setembre. Ara, Betelgeuse es troba al cel diürn, massa a prop del Sol per a observacions amb el Hubble. Però l’Observatori de Relacions Solar Terrestres (STEREO) de la NASA  ha pres imatges de l’estrella gegant des de la seva ubicació a l’espai. Aquestes  observacions mostren que Betelgeuse es va tornar a enfosquir entre mitjan maig i mitjans de juliol, tot i que no tan dramàticament com durant l'any.

Dupree espera utilitzar STEREO per a més observacions de seguiment per controlar la brillantor de Betelgeuse. El seu pla és tornar a observar Betelgeuse l'any que ve amb STEREO quan l'estrella s'hagi tornat a expandir cap a l'exterior en el seu cicle, per veure si es desencadena un altre esclat.

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M97

Clic per engrandir. la Nebulosa del Mussol està situada al cel a uns 2.600 anys llum de distància cap al fons del carro de l'Óssa Major. També catalogada com M97, el 97è objecte de la coneguda llista de Messier, la seva forma rodona i la col·locació de dos "ulls" grans i foscos suggereixen la cara d'un mussol observant. Un dels objectes més febles del catàleg de Messier, la nebulosa del Mussol és una nebulosa planetària, l'embolcall gasós que brilla amb una estrella moribunda i semblant al Sol quan es queda sense combustible. De fet, la Nebulosa Mussol ofereix un exemple del destí del nostre Sol, ja que es quedarà sense combustible en uns 5.000 milions d’anys més. Com veiem, la nebulosa té una superfície de més de 2 anys-llum, cosa que la fa aproximadament 2.000 vegades el diàmetre de l'òrbita de Neptú. Aquesta imatge en color mostra bonics detalls impressionants dins del mussol còsmic. La composició inclou imatges realitzades a través de filtres de banda estreta durant un total de 24 hores de temps d’exposició. Aquesta imatge va ser considerada com a foto del dia per la NASA el 15 de maig del 2009. Crèdit: Keith Quattrocchi

Descoberta per Pierre Méchain en 1781.

La nebulosa del mussol, un dels objectes més febles de el Catàleg Messier, va ser descoberta per Pierre Méchain el 17 de febrer de 1781. És una de les quatre nebuloses planetàries del seu catàleg i està situada a la constel·lació de l'Óssa Major.

En la seva descripció d'aquest objecte, Charles Messier esmenta també altres dos objectes nebulosos, observats alhora (per ell mateix i per Méchain), però que no havia inclòs en la seva versió impresa de 1781, publicada en Connoissance des Temps, (coneixement dels temps) el 1784. Com la descripció és òbvia i ell va afegir a mà posicions en la seva còpia personal, així com descripcions en la seva versió manuscrita de pre-impressió, ara sabem realment que va observar els objectes M108 i M109. L'almirall William H. Smyth va ser el primer a classificar-la com nebulosa planetària en 1844. El nom de Nebulosa del Mussol l'hi devem a Lord Rosse que va ser el primer a utilitzar-lo en 1848, (veure el seu dibuix). En 1866, William Huggins va reconèixer la seva naturalesa de nebulosa gasosa a partir l'observació del seu espectre, on va descobrir dues línies espectrals.


M97 és una de les més complexes nebuloses planetàries. La seva aparença ha estat interpretada com una coberta cilíndrica tòrica, (o com un globus sense els seus extrems) vista obliquament, de manera que els extrems del cilindre es corresponen a les zones pobres en matèria d'ejecció, que serien els ulls del mussol. Aquesta coberta està embolicada per una lleu nebulosa, de lleugera ionització. La massa de M97 ha estat estimada en 0.15 masses solars, mentre que l'estrella central, de magnitud 16, en tindria 0.7. La seva edat dinàmica és d'aproximadament 6.000 anys (Segons Stephen J. Hynes, Planetary Nebulae).

Com succeeix en les nebuloses planetàries, el Mussol és netament més brillant visualment (Machholz: mag.9,7, Hynes: mag.9,9), que en foto (al voltant de mag 12), ja que la major part de la llum és emesa en la línia espectral verda, (vegeu la nostra pàgina de Nebuloses Planetàries). La seva distància és incerta: el Sky Catalogue 2000 indica 1.300 anys llum (400 pársecs), IS Shklovsky 1.430, mentre que O'Dell i Kohoutek per separat en donaven 1.600 a principi dels anys 60, Cudworth (1974) 2.600 (el nostre valor), Becvar al seu catàleg de l'Atlas Coeli indica 7.460, Voroncov-Veljaminov publiquen 8.150. Finalment Kenneth Glyn Jones dóna 10.000, i per Kauffman té 12.000 anys llum. Alguns d'aquests valors ja són citats per Burnham.

Clic per engrandir. Combinació de 3 imatges CCD de 600 segons d'exposició en
cada un dels filtres d'emissió Hα, NII, OIII fetes amb el telescopi T150 el 19/02/2004.
Crèdit: Observatori de Sierra Nevada, IAA-CSIC

 

Un altre halo exterior es va detectar, comparativament tard, el 1991 per Karen B. Kwitter (Manchado et.al. 1992, Kwitter et.al. 1993).

La imatge DSSM de M97 permet veure en el fons d'aquesta nebulosa, diversos petits objectes nebulosos, molt probablement galàxies llunyanes. L'estrella més brillant situada a sobre i cap a l'esquerra de la nebulosa se sobreposa a l'objecte més lluminós. Aquest objecte més brillant del fons pot trobar-se en imatges amb exposicions més llargues de la Nebulosa del Mussol, també en algunes imatges d'aficionats de la nostra col·lecció.

M97 al web del SEDS
Índex del Catàleg Messier del blog