Catàleg Charles Messier. Objecte M103

Clic per engrandir. Cúmul obert  M103 (NGC 581). Crèdit:: Wikisky

 

Descobert per Pierre Méchain el 1781.

El clúster obert M103 és una de les "últimes incorporacions" (juntament amb M101 i M102) al seu catàleg, a on Charles Messier el va incloure des de l'informe de Pierre Méchain, encara que no va tenir ni ocasió ni temps per veure-ho abans de la publicació. 

Harlow Shapley, qui va classificar M103 com un clúster lleuger i pobre classificant com a tipus 'd', un cop va dubtar de la seva existència i va considerar que pogués ser només una agrupació accidental d'estrelles sense cap relació física en distàncies diferents. No obstant això, sabem ara que aquest és un clúster físic pel moviment propi de les seves estrelles. El nombre de membres confirmats ha estat de 40 per Wallenquist, mentre Becvar ofereix 60,  el Sky Catalogue 2000.0 només 25, i Archinal i Hynes (2003) ofereixen un nombre actual de 172 estrelles.

M103 és un dels mes remots clústers oberts del catàleg de Messier, a una distància d'uns 8.000 anys llum (Wallenquist, Malles/Kreimer, Burnham) o una mica mes; el Sky Catalogue 2000.0 en proposa 8.500 (citat també, per exemple per Kenneth Glyn Jones i Robert Garfinkle), Pennington de 9.000 i el Llibre de Camp de l'Observador del Cel Nocturn (Night Sky Observer's Handbook) de Kepple i Sanner 9.200 anys llum, aquesta incertesa es deu a la menor quantitat coneguda d'obstrucció per aquest clúster que es troba ben endins de la banda de la Via Làctia.

L'aparença de M103 està dominada per l'estel binari no membre Struve 131 (ADS 1209; components A,7,3 mag (magnitud), Sp B3, i B, 10,5 mag (o 9,9 mag, d'acord amb Malles/Kreimer), separada 13,8' en angle de posició de 142 graus, el 1956); però Herschel s'ha referit sempre a aquesta doble estrella en el context d'aquest clúster. Els dos membres més brillants del clúster, d'al voltant de mag 10,5, són una B5 Ib súper geganta i una B2 III geganta. M103 conté una estrella vermella gegant, de tipus espectral M6 III, o gM6, i mag de 10,8. La geganta vermella es mostra òbvia en fotos a color del clúster com la imatge següent de l'Observatori Nacional Kitt Peak. El grup de la seqüència principal d'estrelles indica una edat de prop de 9 milions d'anys, d'acord amb "Stars and Clusters" de Cecilia Payne-Gaposhkin, mentre que el Sky Catalogue 2000.0 ofereix un valor considerablement més alt de 22 milions d'anys. Nous càlculs de l'Equip Geneva de G. Meynet han ofert una edat de 25 milions d'anys per M103.

Clic per engrandir. Fotografia del cúmul obert M103 a Cassiopea feta la nit de Nadal del
2000 amb el telescopi de 2.1 metres del Observatori Nacional Kitt Peak. Es una composició
de 15 imatges CCD* fetes amb banda de pas BVR*, i compostes per representar-se en color
verdader.  Crèdit: Hillary Mathis, N.A.Sharp/AURA/NOAO/NSF

Adoptant una distància de 8.500 anys llum, el diàmetre angular de M103 de 6 arc minuts es correspon a 15 anys llum d'extensió linear. Aquest eixam estel·lar s'aproxima cap a nosaltres a 37 km/seg. El seu Trumpler tipus s'ha estimat en II,3,m (Trumpler, d'acord amb Glyn Jones), III,2,p (Sky Catalogue 2000.0) i II,2,m (Götz).

Amb binoculars, M103 és fàcil de trobar i identificar, i ben visible com un pegat en forma de ventilador. Mallas estableix que amb un objectiu de 10x40 es poden destriar les estrelles del clúster; però això es dóna només sota condicions de bona visibilitat. L'objecte no és fàcil d'identificar amb telescopis perquè és bastant lleuger i pobre, i pot confondre's amb grups d'estrelles o clústers dels voltants. Però els telescopis mostren moltes de les estrelles més tènues que el componen.

Aquest clúster és bastant fàcil de trobar des de l'estrella Delta de Cassiopea o "37 Cassiopeiae" (anomenada Ruchbah), un estel blanc-blavós de magnitud 2,7 i de tipus espectral A5 III-IV, 1/2 grau N i 1 grau E, proper a la línia d'Epsilon (Segin; mag 3,38, espectre B3 III). Situades en la proximitat, estan altres clústers oberts, incloent Trumpler 1, NGC 654, NGC 659 i NGC 663. Aquest últim s'esmenta com a candidat a ser confós amb M103.

* Per saber-ne més:

Càmera CCD: Sigles en anglès de Dispositiu de Carga Acoplada (Charge-Coupled Device). La transformació del fotó de llum per convertir-se en càrrega elèctrica, ho fa saltant de píxel en píxel, fins l'últim a on existeix el convertidor analògic a digital.

BVR: Les sigles es corresponen al color dels diferents filtres i a la llum estel·lar que filtren: Blue (blava, Banda B), Visual (verda, Banda V) i Red (vermell, Banda R).

 

M103 al web del SEDS.
Índex del Catàleg Messier del blog.

 

El Hubble amaga a un grapat de estrelles

Clic per engrandir. Imatge de NGC 1805. Crèdit: ESA/Hubble & NASA, J. Kalirai

Moltes estrelles de colors s’uneixen en aquesta imatge del cúmul globular NGC 1805, presa pel telescopi espacial Hubble de la NASA / ESA. Aquest estret grup de milers d’estrelles es troba a la vora del Gran Núvol de Magalhães, una galàxia satèl·lit de la nostra Via Làctia. Les estrelles orbiten una a prop de l’altra, com abelles que pul·lulen al voltant d’un rusc. Al dens centre d’un d’aquests cúmuls, les estrelles estan entre 100 i 1.000 vegades més juntes que les estrelles més properes al nostre Sol, cosa que fa que els sistemes planetaris al seu voltant siguin poc probables.

La sorprenent diferència en els colors de les estrelles s’il·lustra molt bé en aquesta imatge, que combina diferents tipus de llum: les estrelles blaves, les més brillants en la llum ultraviolada i les estrelles vermelles, il·luminades en vermell i infrarojos propers. Els telescopis espacials com el Hubble poden observar-los a l’ultraviolat perquè es troben sobre l’atmosfera terrestre, que absorbeix la major part de la llum ultraviolada, cosa que la fa inaccessible a les instal·lacions terrestres.

Aquest jove cúmul globular es pot veure des de l’hemisferi sud, a la constel·lació de l'Orada. Normalment, els cúmuls globulars contenen estrelles que neixen al mateix temps. NGC 1805, però, és inusual ja que sembla acollir dues poblacions d’estrelles diferents amb edats separades per milions d’anys. L’observació d’aquests cúmuls d’estrelles pot ajudar els astrònoms a entendre com evolucionen les estrelles i quins factors determinen si acaben la seva vida com a nanes blanques o exploten com a supernoves.

Aquesta imatge va ser considerada imatge del dia per la NASA el 11 de setembre del 2020.

 

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M102

Clic per engrandir. Imatge de NGC 5866 del Hubble. Crèdit: NASA, ESA, Equip
del llegat del Hubble, (STScI/AURA)

Descoberta probablement per Pierre Méchain o per Charles Messier el 1781. Descoberta independentment per William Herschel el 1788. 

L'objecte Messier 102 (M102) va ser enregistrat per Pierre Méchain a finals de març o principis d'abril de 1781 i inclòs per Charles Messier al seu catàleg sense verificar abans de publicar-lo i sense donar cap posició. Méchain va rebutjar el descobriment, afirmant que es tractava d'una duplicació accidental del seu descobriment M101, però Messier va afegir una posició manuscrita per a M102. Aquesta situació ha donat lloc a una controvèrsia de llarga durada, on són comunes dues opinions sobre la identitat d’aquest objecte:

1. M102 podria ser una duplicació de la galàxia espiral M101 (NGC 5457) a l’Ossa Major, a causa d’un possible error de l’autor del catàleg Messier o del seu "descobridor" Méchain, una visió publicada per Méchain en una carta de maig de 1783.

2. Potser amb més probabilitat (degut a proves històriques), M102 pot ser la galàxia lenticular NGC 5866 al Dragó, també anomenada de vegades Galàxia del Fus, com indica la descripció del catàleg de Messier, juntament amb la posició que va afegir més tard a mà en la seva còpia personal.  

Els autors d'aquest article pensen que hi ha prou evidències que tant Méchain com Messier probablement han observat NGC 5866 en el context d’aquesta entrada del catàleg. Per tant, s’hauria de considerar la possibilitat de recuperar aquest darrer objecte que falta al catàleg i, a continuació, agafarem aquest objecte per M102.  

Tingueu en compte la nostra discussió amb més detalls sobre aquest tema (en anglès).

M102 és una preciosa galàxia lenticular al nord de la constel·lació del Dragó, que es veu gairebé exactament de costat, mostrant una destacada línia de pols al llarg del seu pla equatorial.

M102 (NGC 5866) va ser probablement vista per primera vegada per Pierre Méchain el març de 1781, o per Charles Messier poc després d’aquella època. El primer informe d’observació de Pierre Méchain va fer que Messier l’inclogués com a entrada número 102 al seu catàleg, sense donar cap posició ni cap altra verificació. Poc després, Messier va afegir una mesura de posició per a aquest objecte (o entrada) a la seva còpia personal del catàleg, probablement poc després de la publicació, 1781. Hi ha proves que Charles Messier probablement ha observat NGC 5866 quan mesura aquesta posició, com això és gairebé exactament 5 graus anteriors (oest) de la posició real de l'objecte: molt probablement és un errada de reducció de dades d'algun tipus. No obstant això, aquest tema encara és una mica dubtós i, per tant, controvertit. Si malgrat aquesta evidència, hauria de ser cert que ni Méchain ni Messier han observat NGC 5866, probablement va ser vist per primera vegada per William Herschel quan el va descobrir independentment el 1788; William Herschel va determinar la seva posició el 5 de maig de 1788. Com que les possibles observacions anteriors de Méchain i Messier no van donar lloc a una posició publicada per a aquest objecte, aquesta galàxia porta el número H I.215 de Herschel.

Clic per engrandir. Crèdit imatge: 2MASS

M102 és una bella galàxia lenticular de magnitud visual 9,9, segons referències més recents; el Sky Catalogue 2000.0 dóna una magnitud 10.0, mentre que Don Machholz ho ha estimat en 9.6. Es veu gairebé exactament de costat. La fina línia de pols fosc apareix molt bé a la seguent imatge; està inclinada uns 2 graus contra el pla de simetria de la galàxia, pel qual John Herschel i el NGC donen l'angle de posició 146 graus, i la Guia de Camp del Cel Profund de Uranometria 2000.0 dóna 128 graus (Depp Sky Field Guide to Uranometria 2000.0). Exposicions més llargues sobreexposen la línia de pols, de manera que aquesta galàxia sovint es classificava malament com a el·líptica de tipus E6 en lloc del tipus correcte S0_3 (fins i tot algunes fonts l’han classificat com a Sa), vegeu, per exemple, la comparació de 2 imatges a l’atles de galàxies Hubble de Sandage, llàmina 6. Mostren tanmateix un sistema estès de cúmuls globulars. 

Clic per engrandir. Crèdit: SEDS

La distància de M102 (NGC 5866) s'estima en 45 milions d'anys llum de distància (una estimació anterior de Burbidge i Burbidge (1960) era de 40 milions d'anys llum, mentre que el Catàleg de Galàxies Properes (Nearby Galaxies Catalog) de R. Brent Tully té el valor una mica més gran d'uns 50 milions d’anys llum). A aquesta distància, el seu diàmetre de 5,3' es correspon a una extensió lineal d'uns 69.000 anys llum. 

Aquesta galàxia és el membre més brillant d’un notable grup de galàxies, el grup M102 o el grup de galàxies NGC 5866. Aquest grup també conté la gran i brillant espiral NGC 5907 (tipus Sb+, amb magnitud visible 10,4), la galàxia més feble NGC 5879 (Sb, 11,5) i galàxies molt més febles, incloses NGC 5870, NGC 5866A , NGC 5866B (= UGC 9769), UGC 9776 i M + 10-22-10 (PGC 54577). Les NGC 5862, 5867, 5874 i 5876, així com IC 1099, són galàxies de fons febles dins del camp d’aquest grup, de manera similar al parell proper de galàxies de fons NGC 5905 i NGC 5908. A partir de la dinàmica d’aquest grup, E.M. i G.R. Burbidge (1960) han estimat que la massa de M102 és d’aproximadament 1 bilió de masses solars, de manera que és una galàxia considerablement massiva. Encara no s’ha descobert cap supernova en aquesta galàxia.

La imatge anterior de M102 va ser proporcionada per Stephan Korth. Va ser presa per Bernd Koch i Stefan Korth, el 12 de març de 1995 a la 1:09 UT amb un Celestron 14 a f = 4.060 mm, situat al Sternwarte Aufderhöhe, prop de Solingen, Alemanya. La càmera era una Starlight XPress, amb un temps d’exposició de 5 m 28 s. Els processadors d’imatges es van fer amb PIXWIN i Corel PhotoPaint pels autors. 

M102 (NGC 5866) es pot trobar amb força facilitat, i al llarg de la descripció donada per Méchain malgrat la seva exempció de responsabilitat, de Iota Draconis (Edasich, mag 3.29, tipus espectral K2 III), a uns 3 graus SO en direcció a Eta Ursae Majoris (Alkaid , mag 1.9, sp B3 III) o Theta Bootis (mag 4.06, sp F7 V); una estrella de mag 5.21 (GC 20332 = HD 134190 = SAO 29407) és a prop i al sud.

Aquesta galàxia és ben visible en un telescopi de 4 polzades com un objecte nebulós el·líptic o en forma de fus considerablement brillant amb un nucli més brillant, notable fins i tot en instruments més petits; al seu voltant són visibles diverses estrelles febles. Els telescopis més grans mostren més detalls, en particular la línia de pols i els extrems més brillants, i una textura clapejada o granulada de les parts exteriors de la galàxia.

Algunes de les galàxies membres veïnes del grup M102 o NGC 5866, esmentades anteriorment, també es poden veure amb instruments d'aficionat (en particular NGC 5907). Molt a prop de la galàxia hi ha el difícil i gairebé estel·lar NGC 5867, que figura com a inexistent al RNGC (Nou Catàleg General Revisat), però en realitat és una galàxia i no una estrella. L'estrella que es feia servir per localitzar NGC 5866, Iota Draconis (també 12 Dra, Edasich) és una geganta vermella a uns 102,7 anys llum de distància de nosaltres; recentment, es va afirmar que s'havia descobert un planeta orbitant al voltant d'aquesta estrella (informació sobre Iota Draconis i el seu planeta, en anglès).

Curiositats potencialment interessants sobre M102 (NGC 5866): amb la seva latitud eclíptica d’uns 67 graus nord, el pol celeste nord de la Terra passa a menys d’un grau, en períodes de precessió de l’eix terrestre (uns 25.800 anys). Així doncs, aquesta galàxia era "Polarissima Borealis" fa uns 6.900 anys (4.900 aC) i tornarà a ser el 18.900 anys (20.900 dC). 

M102 al web del SEDS
Índex del Catàleg Messier del blog

Els premis Nobel de Física 2020

6 Octubre 2020

La Reial Acadèmia de Ciències de Suècia ha decidit atorgar el Premi Nobel de Física 2020 amb la meitat a Roger Penrose de la Universitat d’Oxford, Regne Unit "Pel descobriment que la formació de forats negres és una predicció sòlida de la teoria general de la relativitat", i l’altra meitat conjuntament a Reinhard Genzel de l'Institut Max Planck de Física Extraterrestre, Garching, Alemanya i de la Universitat de Califòrnia, Berkeley, EUA i a Andrea Ghez de la Universitat de Califòrnia, Los Angeles, EUA, "Pel descobriment d'un objecte compacte supermassiu al centre de la nostra galàxia".  

Els forats negres i el secret més fosc de la Via Làctia

Tres guardonats comparteixen el Premi Nobel de Física d’aquest any pels seus descobriments sobre un dels fenòmens més exòtics de l’univers, els forats negres. Roger Penrose va demostrar que la teoria general de la relativitat condueix a la formació de forats negres. Reinhard Genzel i Andrea Ghez van descobrir que un objecte invisible i extremadament pesat governa les òrbites de les estrelles al centre de la nostra galàxia. Un forat negre supermassiu és l'única explicació coneguda actualment. 

Roger Penrose va utilitzar enginyosos mètodes matemàtics per demostrar que els forats negres són una conseqüència directa de la teoria general de la relativitat d’ Albert Einstein. El mateix Einstein no creia que els forats negres existissin realment, aquests monstres superdensos que capturen tot el que els entra. Res no es pot escapar, ni tan sols la llum.

El gener de 1965, deu anys després de la mort d'Einstein, Roger Penrose va demostrar que realment es poden formar forats negres i els va descriure en detall; al seu cor, els forats negres amaguen una singularitat en què cessen totes les lleis conegudes de la natura. El seu innovador article es considera encara com la contribució més important a la teoria general de la relativitat des d’Einstein.

Reinhard Genzel i Andrea Ghez dirigeixen cadascun un grup d’astrònoms que, des de principis dels anys noranta, s’ha centrat en una regió anomenada Sagitari A* al centre de la nostra galàxia. Les òrbites de les estrelles més brillants més properes al centre de la Via Làctia han estat cartografiades amb una precisió creixent. Les mesures d'aquests dos grups coincideixen, amb la trobada d'un objecte invisible i extremadament pesat que tira del batibull d'estrelles, fent que es precipitin a velocitats vertiginoses. Al voltant de quatre milions de masses solars s’uneixen en una regió no més gran que el nostre sistema solar.

Utilitzant els telescopis més grans del món, Genzel i Ghez van desenvolupar mètodes per veure a través dels enormes núvols de gas i pols interestel·lar fins al centre de la Via Làctia. Estenent els límits de la tecnologia, van refinar noves tècniques per compensar les distorsions causades per l’atmosfera terrestre, construint instruments únics i comprometent-se amb la investigació a llarg termini. El seu treball pioner ens ha proporcionat les proves més convincents fins ara d’un forat negre supermassiu al centre de la Via Làctia.

“Els descobriments dels guardonats d’aquest any han obert nous camins en l’estudi d’objectes compactes i supermassius. Però aquests objectes exòtics encara plantegen moltes preguntes que demanen respostes i motiven la investigació futura. No només preguntes sobre la seva estructura interna, sinó també qüestions sobre com provar la nostra teoria de la gravetat en condicions extremes a la rodalia immediata d’un forat negre”, afirma David Haviland, president del Comitè Nobel de Física.

Clic per engrandir. Recreació artística d'un forat negre. Crèdit: All About Space magazine

Per saber.ne més dels guardonats:

Roger Penrose; nascut el 1931 a Colchester, Regne Unit. Doctorat el 1957 per la Universitat de Cambridge, Regne Unit. Professor a la Universitat d'Oxford, Regne Unit.

Reinhard Genzel, nascut el 1952 a Bad Homburg vor der Höhe, Alemanya. Doctorat el 1978 per la Universitat de Bonn, Alemanya. Director de l’Institut Max Planck de Física Extraterrestre, Garching, Alemanya i professor de la Universitat de Califòrnia, Berkeley, EUA.

Andrea Ghez, nascuda el 1965 a la ciutat de Nova York, EUA. Doctorada el 1992 per l'Institut Tecnològic de Califòrnia, Pasadena, EUA. Professora a la Universitat de Califòrnia, Los Angeles, EUA.

 

Ho he vist aquí.

 

 

 

Us descobrim els lavabos ultra sofisticats... de 20 milions d’euros que es van enlairar cap a l’Estació Espacial (EEI).

Clic per engrandir. Estació Espacial Internacional. Crèdit: NASA

Dijous passat al vespre, un coet Northrop Grumman es va enlairar de la costa de Virgínia portant un lavabo espacial avançat per als astronautes de l’Estació Espacial Internacional. Presentat com més petit i lleuger que els lavabos actuals de la EEI, les noves millores aporten facilitats i també se suposa que seran més còmodes per a les dones astronautes per quan necessitin fer-ne ús a les instal·lacions espacials.

Si, són sorprenentment cars, però sobretot proporcionen més comoditat als astronautes i també permeten un millor reciclatge i aprofitament dels seus residus.Presentats com un nou sistema de gestió universal de residus (Universal Waste Management System), aquests nous lavabos per valor de 20 milions d’euros van ser desenvolupats per la NASA. Són molt més compactes que els antics, ja que són un 65% més petits i un 40% més lleugers que el model actualment instal·lat a la EEI. Aquest nou sistema també inclou reposapeus i mànecs per evitar que els astronautes surin durant el moment fatídic. Els lavabos també han estat dissenyats per ser més pràctics per a les dones, ja que ara tenen seient. Finalment, la NASA garanteix que l’equip serà més fàcil i ràpid de mantenir i netejar.

L'astronauta de la ESA Samantha Cristoforetti ens ensenya com utilitzar la part
menys glamurosa però que desperta més curiositat preguntada de la vida a l'Estació
Espacial Internacional; el bany!. Tria l'idioma de subtitulació a la configuració
del vídeo. Crèdit: ESA

 Com funcionen aquests lavabos?

Per alleujar-se, la tripulació utilitzarà un embut connectat a un tub d'orina i el seient per a la femta. Els residus són aspirats per un ventilador de titani. Aquest sistema d’aspiració ara serà automàtic i ja no haurà de ser activat per l’astronauta. També ajudarà a garantir una millor olor a l’estació espacial.

Després de ser recollida, l'orina es tractarà i es recollirà per tal de ser reciclada directament per a l'aigua d'abord. Tingueu en compte que els materials fecals s’emmagatzemen en contenidors que retornaran a la Terra per a la seva avaluació, però la gran majoria es cremen i desapareixen quan tornen a l’atmosfera. Finalment, es llença el paper higiènic, les tovalloletes i els guants a bosses impermeables.

Clic per engrandir. L"Universal Waste Management System" al banc de proves. Crèdit: NASA

 

Aquest nou dispositiu es provarà durant tres anys, mantenint els vells sanitaris en paral·lel, fins al desmantellament de la ISS, que hauria de començar el 2024. Aleshores, es podria utilitzar molt bé per a missions a Mart  o futures estacions estables a la Lluna.

Finalment el llançament de la nau Cygnus es va ajornar finalment a l’1 d’octubre a causa de les condicions meteorològiques adverses. També porta altres dispositius a la EEI.

Ho he vist aquí i aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M101

Clic per engrandir. Imatge de M101 del Hubble.

Descoberta per Pierre Méchain el 1781.

M101 va ser descoberta per Pierre Méchain el 27 de Març de 1781, i afegida com una de les últimes entrades del catàleg de Charles Messier. Va ser la primera "nebulosa espiral" identificada com a tal per William Parsons, Tercer Comte de Rosse.

Encara que s'estén 22 minuts d'arc en les fotografies i és força brillant, només la regió central d'aquesta galàxia és visible en els telescopis més petits, millor si és a baixa potència. Poden albirar-insinuacions dels braços espirals a partir de 100 cm (4 polzades) com taques nebuloses. Diverses d'aquestes taques (és a dir, fragments dels braços espirals) van ser assignats a números propis de catàleg per part de William Herschel i observadors posteriors; d'acord amb el NGC i Burnham, hi ha 9 d'aquests números, 3 dels quals es remunten a Herschel qui els va trobar el 14 d'Abril del 1789, mentre que el RNGC declara que cinc dels restants no existeixen (ne); però esmenta que de Vaucouleurs els té com nusos: NGC 5447 (H III.787), 5449 (ne), 5450 (ne), 5451 (ne), 5453 (ne), 5455, 5458 (ne), 5461 (H III 788), 5462 (H III.789) i 5471.

Clic per engrandir. Imatge del Chandra en Raigs X de M101.

A les fotografies, però, la Galàxia del Molinet M101 es revela com una de les espirals de Gran Disseny més destacades del cel. Encara que sembla bastant simètrica visualment i sota exposicions curtes que només mostren la regió central, és destacablement asimètrica, estant el seu nucli considerablement desplaçat del centre del disc. Halton Arp ha inclòs a M101 com la Nº 26 en el seu Catàleg de Galàxies Peculiars com una "Espiral amb un braç més dens".

M101 és el membre més brillant d'un grup de al menys 9 galàxies, sent les companyes més brillants NGC 5474 (tipus Sc, magnitud aparent 10,85) cap al SSE i NGC 5585 (Sa, magnitud aparent 11,49; Glyn Jones i Burnham la van imprimir erròniament com 5485) a al NE. Altres probables membres del grup són NGC 5204 (Ir, 11,26), NGC 5238(SB(d)m, 13,35p), NGC 5477 (Ir+, 13,8), UGC 8508 (Ir+, 14,5 p) , UGC 8837 (Ir+, 13,1 p), i UGC 9405.

La distància de M101 s'ha determinat mitjançant el mesurament de variables Cefeides amb el Telescopi Espacial Hubble en el periode 1994-1995 com de 24 +/- 2 milions d'anys llum, per l'Equip del Projecte H0 Key (article III, 1996). Kenneth Glyn Jones esmenta un intent anterior amb base a la Terra el 1986, quan es va proclamar la detecció de dues Cefeides (oferint una distància estimada entre els 20 i 26 milions d'anys llum). Això està també d'acord amb la distància determinada mitjançant la funció de lluminositat de les Nebuloses Planetàries, per Feldmeier, Ciardullo i Jacoby (1996) que és de 25,1 +/- 1,6 milions d'anys llum. D'acord amb la recent recalibració de l'escala de distàncies de Cefeides, la "veritable" distància de M101 ha de ser propera a un 10 per cent més alt (27 milions d'anys llum).

A la nova distància segons el HST i Hipparcos, té un diàmetre lineal d'uns 170.000 anys llum trobant-se per tant entre les majors galàxies de disc i la seva brillantor visual aparent de magnitud 7,9 es correspon amb una magnituds absoluta de -21.6 magnituds, o una lluminositat de al voltant de 30 mil milions (3x10¹⁰) de vegades la del nostre Sol.

Clic per engrandir. Imatge en infraroig de M101 del Telescopi Spitzer de la NASA.

S'han descobert quatre supernoves en M101:

* La primera, SN 1909A, va aparèixer el 26 de gener del 1909 i va ser descoberta per Max Wolf; era d'un tipus peculiar i va aconseguir una magnitud de 12,1 (Glyn Jones informa que el descobriment va tenir lloc al febrer, i la SN va aconseguir només una magnitud de 13,5).

* La segona supernova 1951H va ser de tipus II, va ocórrer al setembre del 1951 i va arribar a una magnitud de 17,5.

* La tercera, SN 1970G, també de tipus II, va ser descoberta el 30 de juliol del 1970 per Michael Lovas, i va aconseguir una magnitud de 11,5. El romanent de la Supernova 1970G va ser detectat posteriorment amb l'espectre dels raigs X i per exemple, observat amb el satèl·lit Observatori de Raigs X Chandra (CXO).

* La quarta, SN 2011fe, va ser la més espectacular: Aquesta supernova de tipus Ia va ser trobada el 24 d'agost de 2011 per la Palomar Transient Factory (PTF), i es va il·luminar a una magnitud de 9.9 al voltant del 10 de setembre.

Una altra candidata a supernova va estar descoberta el 2015, però va resultar ser probablement una Nova Lluminosa Vermella (LNR):

PSN J14021678+5.426.205 (iPTF13afz), descoberta el 20 de gener del 2015 per Ciprian Dumitru Vintdevara, localitzada a 489" a l'oest i 324" a nord del centre de M101, amb magnitud 16.5. Aquesta va ser considerada massa feble per a ser una supernova, i és probablement una Nova Lluminosa Vermella (LRN). Luminous Red Nova 2015 en M101.

Dues probables novas extragalàctiques, SPIRITS15mo i SPIRITS15mn, han estat descobertes en M101 el 1 de juliol del 2015. SPIRITS15mo va arribar a magnitud 17.7, i SPIRITS15mn a magnitud 18.7. Aquestes dos havien estat trobades en l'infraroig en les dades recollides pel Telescopi Espacial Spitzer (SST) dins de l'Spitzer InfraRed Intensive transients Survey (SPIRITS).

Clic per engrandir. Composició de les 3 imatges; visible de Hubble, infraroja de Spitzer i
de raigs X del Chandra de M101.

D'acord amb una de les dues opinions comunes, M102 pot haver estat una re-observació errònia de M101, tot i que es pot dubtar de semblant possibilitat: alternativament, i potser més probablement, M102 podria ser NGC 5866. 

Crèdit de totes les imatges: NASA, ESA, K. Kuntz (JHU), F. Bresolin (University of Hawaii), J. Trauger (Jet Propulsion Lab), J. Mould (NOAO), Y.-H. Chu (University of Illinois, Urbana), and STScI.

M101 al web de SEDS
Índex del Catàleg Messier del blog.

 

El forat negre supermassiu M87* "filmat" en plena activitat pel EHT

La famosa imatge en fals color del forat negre M87*. Crèdit EHT (Event Horizon Telescope Collaboration)

Els èxits assolits durant més de 50 anys per la teoria de la relativitat general són un homenatge al geni creatiu i rebel d’Albert Einstein. Però aquests èxits també es basen en proves cada vegada més rigoroses i una de les més recents es refereix a les imatges que es comencen a presentar sobre el forat negre supermassiu M87*. Fins i tot comencem a poder fer-ne pel·lícules mostrant la seva activitat.

 

Einstein va assenyalar enèrgicament, amb raó i reiteradament, que la ciència es basa en la lliure creació de conceptes i teories, i que no hi ha un camí deductiu lògic, un mètode que condueixi des de les dades de l’experiència a la creació d’una teoria científica, contràriament al que afirmen certes concepcions positivistes de l’empirisme lògic. En aquest sentit, i la història de la ciència ho demostra àmpliament, des de Kepler fins a Schrödinger, passant per Newton i Einstein, totes les fonts d’inspiració poden ser bones per tenir en compte i no és estrany que es trobin arquetips profunds. la font dels majors avenços científics i racionals, que al seu torn ressonarà amb aquests arquetips com Wolfgang Pauli bé ho sabia.

Podeu triar l'idioma dels subtítols a la configuració del video. Jean-Pierre Luminet
llançarà properament un nou llibre que considera la seva "Magnum opus" el 14 d’octubre
a Editions Odile Jacob:  L’Écume de l’espace temps. © Jean-Pierre Luminet

Però Einstein, sens dubte, també hauria estat d’acord amb les afirmacions de Richard Feynman que descrivien la seva concepció i pràctica de la física teòrica: “El joc que jugo és molt interessant. És la imaginació en una camisa de força que és la següent: ha d’estar d’acord amb les lleis conegudes de la física (...) Cal la imaginació per pensar el que és possible, llavors necessita una exploració posterior per veure si està bé, si es permet segons el que se sap, d'acord?" De fet, hi ha una lògica de descobriment científic basada en mètodes que poden ser revisats i sotmesos a discussió racional crítica, tal com entenia Karl Popper, però que no es poden passar per alt.

 

L'Event Horizon Telescope, una eina per provar la teoria dels forats negres.

La teoria de la relativitat general, amb els seus models cosmològics i la teoria dels forats negres, és sens dubte un bon exemple d’aquestes consideracions que afecten tant l’epistemologia com la filosofia i les arts gregues, com és cert. que els conceptes d'un espai-temps plàstic i un forat negre fascinen la ment humana. Per a ser explorat i sobretot provat, aquest últim requeria tot l’arsenal de tecnologia i mètodes de processament de dades de la ciència moderna, des de làsers fins a aprenentatge profund (Deep learning).

Recordem que es van aportar arguments de pes sobre l’existència de forats negres i la precisió de la teoria que els descrivia amb les observacions de la col·laboració Event Horizon Telescope (EHT) que va revelar al 2019 la primera imatge del que aquest que sembla ser un forat negre supermassiu a la galàxia M87. Aquesta imatge, que mostra una mica l’ombra de l’horitzó d’esdeveniments del forat negre M87* en contrast amb el seu disc d’acreció i el que es coneix com la seva esfera fotònica, s’ha obtingut en els darrers anys combinant observacions fetes per radiotelescopis de tot el món. Aquesta és la famosa tècnica de síntesi d'obertura per interferometria que crea un radiotelescopi virtual de la mida de la Terra, o gairebé, a partir de radiotelescopis molt més petits repartits pels diferents continents.

Es va trobar que l’observació era totalment coherent amb les pioneres simulacions digitals que Jean-Pierre Luminet va fer a finals dels anys setanta per mostrar el que els observadors podien esperar veure quan intentaven visualitzar un forat negre. i el seu entorn amb un disc d’acreció.

Una presentació del treball de la col·laboració EHT quan va revelar la primera
imatge de M87* el 2019. Trieu l'idioma dels subtítols a la configuració del vídeo.
© Perimeter Institute for Theoretical Physics.

Les variacions del disc d’acreció d’un forat negre sota la càmera del EHT.

Mitjançant un article publicat a The Astrophysical Journal,  els membres del EHT anuncien ara que han fet un pas més en obtenir diverses imatges repartides al llarg d’uns anys i que permeten debutar al cinema amb l’activitat d’un forat negre amb el seu plasma turbulent.

El contingut d’aquest article és comentat en aquests termes en una declaració del EHT Collaboration pel seu principal redactor, Maciek Wielgus, astrònom del Harvard & Smithsonian Center for Astrophysics i autor principal de l’article: “L’any passat vam veure una imatge d’ombra d’un forat negre, que consistia en una mitja lluna brillant formada per plasma calent que gira al voltant de M87* i una part central fosca, que esperem sigui l’horitzó d’esdeveniments del forat negre.

Però aquests resultats es van basar només en observacions realitzades durant una finestra d’una setmana a l’abril de 2017, que és massa curta per detectar molts canvis. Basant-nos en els resultats de l’any passat, vam plantejar les següents preguntes: Aquesta morfologia en forma de mitja lluna és coherent amb les dades arxivades? Les dades arxivades mostrarien una mida i una orientació similars a les d'un croissant?"

De fet, des del 2009 fins al 2013, M87* es va observar mitjançant prototips del EHT amb radiotelescopis situats en tres llocs geogràfics el 2009-2012 i quatre llocs el 2013. El 2017, el EHT finalment va utilitzar instruments localitzats a cinc llocs geogràfics diferents de tot el món. 

“Amb la increïble resolució angular del EHT, podríem haver vist com es jugava a la lluna una partida de billar sense perdre de vista la puntuació". Recorda Maciek Wielgu. Ell i els seus col·legues es van beneficiar de l’experiència adquirida per desenvolupar eines per extreure informació d’avistaments anteriors al 2017.

Clic per engrandir. Instantànies del forat negre M 87* obtingudes mitjançant imatges
geomètriques/models i la xarxa de telescopis EHT entre 2009 i 2017. El diàmetre de tots
els anells és similar, però la ubicació del costat brillant varia. La variació de l'espessor
de l’anell probablement no és real i resulta del nombre limitat de radiotelescopis en
experiments anteriors. © M. Wielgus, D. Pesce i la col·laboració EHT.

Els astrofísics relativistes sabran ara, fan saber ara amb el comunicat del EHT, que les imatges de M87* sempre s’ajusten a les prediccions de la teoria de la relativitat general.

Per exemple, Kazu Akiyama, un radioastrònom del NRAO al MIT Haystack Observatory i membre de la col·laboració, explica que: “En aquest estudi, demostrem que la morfologia general o la presència d’un anell asimètric persisteix probablement a escales de temps de diversos anys. La coherència entre diverses èpoques d'observació ens dóna més confiança que mai en la naturalesa de M87* i l'origen de l'ombra”.

No obstant això, si el diàmetre de l’anell de fotons es va mantenir constant, la distribució de la seva intensitat de llum va parpellejar amb el pas del temps, cosa que va sorprendre gratament als investigadors. Recordem que el gas que cau sobre un forat negre s’escalfa fins a milers de milions de graus, s’ionitza i es converteix en un plasma turbulent en presència de camps magnètics.

Per a Maciek Wielgus i els seus col·legues, això es veuria com a manifestacions de les característiques de l’acreció de matèria pel forat negre: “Com que el flux de matèria és turbulent, l’anell sembla trontollar amb el pas del temps. De fet, hi veiem moltes oscil·lacions i tots els models d’acreció teòrics no ho permeten tant. Això significa que podem començar a excloure alguns dels models basats en la dinàmica de les fonts observades”.

En aquest vídeo, amb l'àudio en anglès, es mostra una simulació de la imatge del forat
negre observada per l'EHT, amb l'efecte de la resolució efectiva de l'instrument que fa
que la imatge sigui una mica borrosa. El disc d'acreció amb l'anell de fotons és turbulent
de totes maneres. © ehtelescope

De la mateixa manera que fem servir els moviments de les estrelles al voltant del forat negre central de la Via Làctia per provar alternatives a la teoria relativista de la gravitació d’Einstein, aquestes oscil·lacions permetran fer el mateix amb almenys M87*. El futur es veu brillant en aquest tema si ens imaginem una dècada de noves dades amb instruments encara més potents que ofereixen imatges de vídeo probablement espectaculars de l’activitat d’altres forats negres supermassius.

Per acabar, deixem la última paraula a Geoffrey Bower, també membre de la col·laboració EHT i investigador de l'Acadèmia Sinica, Institut d'Astronomia i Astrofísica (Asiaa): "El  seguiment de M87* amb una extensa xarxa EHT proporcionarà noves imatges i conjunts de dades molt més riques per estudiar la dinàmica turbulenta. Ja estem treballant en l’anàlisi de dades de les observacions del 2018, obtingudes amb un telescopi addicional situat a Groenlàndia. El 2021, estem planejant albiraments amb dos llocs més, proporcionant una qualitat d'imatge extraordinària. És un moment realment emocionant per estudiar els forats negres".

 

 Ho he vist aquí.

 

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.