Tot just unes setmanes després que els astronautes de la NASA reparessin el telescopi espacial Hubble el desembre de 1999, el Projecte Heritage del Hubble va prendre aquesta imatge de NGC 1999, una nebulosa a la constel·lació d'Orió. Els astrònoms de l'Heritage, en col·laboració amb científics de Texas i Irlanda, van utilitzar la Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2-Càmera Planetària i de Gran Angular 2) del Hubble per obtenir aquesta imatge en color.
Clic per engrandir. Una estrella brillant al centre il·lumina un núvol de gas, de color gris-blau prop del centre, el núvol s'expandeix a tons de marrons vermellosos envoltant les vores nord i sud del núvol. Dos punts vermells a l'esquerra i un a la dreta de la imatge identifiquen estrelles distants properes. Crèdit: NASA/ESA i el Hubble Heritage Team (STScI)
Una nebulosa de reflexió a la constel·lació d'Orió és captada aquí pel telescopi Hubble de la NASA. Les nebuloses de reflexió brillen perquè estan formades per partícules de matèria sòlida extremadament petites, fins a 10 o fins i tot 100 vegades més petites que les partícules de pols de la Terra. Aquestes partícules difonen la llum al seu voltant, donant a la nebulosa una brillantor secundària que sol ser blavosa (com el nostre cel).
La nebulosa és una relíquia d'una formació estel·lar recent, formada per les restes de la formació de l'estrella recent nascuda visible al centre de la imatge. Com la boira que s'enrosca al voltant d'un fanal, la nebulosa de reflexió es fa visible per la llum d'una força incrustada. Una regió buida de l'espai s'assembla a un ull del pany negre i entintat de proporcions còsmiques.
El neutrí es va postular l'any 1930 per resoldre un problema important de la Física: la conservació de l'energia. La seva existència experimental no es va demostrar fins un quart de segle després. Des de llavors, el neutrí ha ocupat l'escenari amb els seus nombrosos enigmes, però la detecció i, per tant, la verificació de les prediccions, és especialment difícil. Això requereix detectors molt massius. El problema definitiu resolt és el de la massa dels neutrins: tenen massa o no? A veure com va arribar la resposta.
Però la contribució de Super-Kamiokande no es va aturar aquí. L'experiment no només va verificar les oscil·lacions dels neutrins solars, sinó que va confirmar les dels neutrins atmosfèrics suggerides anteriorment per dos experiments més petits.
Clic per engrandir. Posta de Sol sobre la Terra. Crèdit: Qimono, CCO
Els neutrins atmosfèrics es produeixen pel bombardeig de raigs còsmics primaris, que no són altres que protons d'energia molt alta, a les capes de l'atmosfera superior. Durant aquests xocs, es generen moltes partícules secundàries. Entre elles, un gran nombre de partícules es desintegra.
A nivell del sòl, hi ha una pluja de neutrins d'ambdós tipus, electrons i muons, en proporció de 1 a 2 a causa dels processos de producció coneguts. Aquests neutrins no tenen una direcció privilegiada, provenen de tots els horitzons des de l'atmosfera que envolta la Terra amb una closca aproximadament uniforme i el flux de radiació còsmica és més o menys igual en totes les direccions. El detector Super-Kamiokande és capaç de distingir traces procedents d'electrons o de muons.
Clic per engrandir. Interaccions de neutrins al Super-Kamiokande: aquí teniu les imatges obtingudes amb aquests dos tipus de neutrins. Interacció de neutrins electrònics (imatge superior) i interacció de neutrins de muònics (imatge inferior). Crèdit: François Vannucci
Per tant, l'experiment SuperKamiokande pot classificar les interaccions de neutrins electrònics i neutrins de muons per separat. Tanmateix, si el flux de neutrins electrònics colpeja el detector en totes direccions al nivell esperat pels càlculs, el dels neutrins muònics mostra una distribució en la qual els neutrins travessen la Terra, és a dir, els produïts als antípodes i arriben des de baix al detector, semblen haver desaparegut.
També aquí es pot invocar el fenomen de les oscil·lacions: els neutrins electrònics no oscil·len en les condicions implicades, al contrari, els neutrins muònics oscil·len quan es propaguen a distàncies corresponents al diàmetre de la Terra, és a dir, 13.000 quilòmetres, per a energies al voltant de 1 GeV de mitjana. Això no és contradictori amb el resultat obtingut amb neutrins solars on l'energia detectada és molt menor, al voltant dels 10 MeV, i la distància infinitament més gran.
De fet, el paràmetre discriminant per a la probabilitat de l'oscil·lació és la relació entre la longitud recorreguda i l'energia. El nou resultat s'interpreta com el signe de l'oscil·lació del neutrí muònic cap al seu company tauònic. Aquest darrer resultat va ser confirmat posteriorment per un experiment construït en un feix accelerador on el coneixement detallat del feix permet anàlisis més rigoroses. L'experiment, encara en funcionament, analitza el feix de neutrins d'alta energia produïts al Fermilab prop de Chicago mitjançant un detector massiu situat a 730 quilòmetres de distància.
Clic per engrandir. Representació artística del GMT. Crèdit: Giant Magellan Telescope, GMTO Corporation CC by-sa 3.0
El Telescopi Gegant Magellan (GMT), s'instal·larà a l'observatori de Las Campanas, Xile, a uns 2.500 metres d'alçada. La seva posada en funcionament està prevista per a l'any 2023. Constarà de set miralls de 8,4 metres de diàmetre cadascun. La seva superfície òptica total serà de 24,5 metres de diàmetre i la seva superfície de recollida arribarà als 368 m2. La seva resolució serà 10 vegades més gran que la del telescopi espacial Hubble. La seva primera llum està prevista per a l'any 2029.
Després de considerar diferents emplaçaments al nord de Xile, els responsables d’aquest projecte, han decidit ubicar aquest observatori a la zona de Las Campanas, on ja existeix el telescopi Magallanes de 6,5 metres de diàmetre. Aquest observatori està situat en el desert d’Atacama, un lloc amb un clima molt sec i cels foscos, amb una atmosfera molt estable, ideal per a l’observació astronòmica.
El GMT utilitzarà set miralls primaris de 8,4 metres de diàmetre, que s’instal·laran sobre la mateixa base, els quals estaran distribuïts per un mirall central i sis miralls més al seu voltant. Amb tot això, el GMT tindrà una obertura eficaç de 24,5 metres de diàmetre, molt més gran que els telescopis bessons Keck de 10 metres. En Wendy Fredman responsable científic d’aquest projecte comenta que, “un cop muntats els miralls, llavors ja serà el telescopi òptic més gran del món”.
Clic per engrandir. Telescopis Magallanes. Crèdit: Jan Skowron CC by-sa 3.0
Baade i Clay són els altres dos telescopis Magallanes construïts a l'Observatori Las Campanas de Xile. Reben el nom de Walter Baade i Landon Clay, cadascun mesura 6,5 metres de diàmetre.
La cursa per construir els telescopis gegants
Els pressupostos astronòmics (mai més ben dit) que requereixen aquestes màquines dificulten la seva construcció i posada en marxa. En l'actualitat hi ha en projecte o construcció a més del Magellan, el telescopi de 30 metres (TMT) a Mauna Kea, Hawaii, i el Telescopi Extremadament Gran (ELT). A més d'altres aparells i conjunts dedicats al rang de la radioastronomia.
Clic per engrandir. Aquesta il·lustració mostra com pot ser el disseny de TMT quan estigui complet. Crèdit: TMT Observatory Corporation
Clic per engrandir. Membre del personal del Mirror Lab de la Universitat d'Arizona Richard F. Caris col·locant trossos de vidre de baixa expansió Ohara E6 en un motlle per a la colada del segment de mirall primari cinc, octubre de 2017. Crèdit d'imatge: Damien Jemison, Giant Magellan Telescope – GMTO Corporation
Resum del instruments que incorpora el GMT:
Gran cercador de Terra
Clic per engrandir. Gran Cercador de Terra. Crèdit: Giant Magellan Telescope, GMTO Corporation CC by-sa 3.0
El Gran Cercador de Terra (Large Earth Finder) mesurarà les masses de planetes semblants a la Terra fora del nostre sistema solar i cercarà biosignatures, com ara oxigen, a les seves atmosferes. Altres especialitats inclouen la caracterització de quàsars i les estrelles més pobres en metall, com la [Fe/H]<–7,1 estrella SMSS J031300.36-670839.3. El Large Earth Finder és un espectrògraf Echelle de llum visible d'alta resolució espacial amb canals vermells i blaus, capaç d'operar en visió natural durant les primeres operacions. És l'únic espectrògraf visible d'alta resolució previst per a la primera dècada d'ús en els tres telescopis extremadament grans proposats al món. L'instrument també serà el primer instrument científic instal·lat al Telescopi Gegant Magellan.
Espectrògraf multi-objecte
Clic per engrandir. Espectrògraf astronòmic i cosmològic multi-objecte del telescopi gegant de Magellan (GMACS). Crèdit: Giant Magellan Telescope, GMTO Corporation CC by-sa 3.0
Espectrògraf astronòmic i cosmològic multiobjecte del telescopi gegant Magellan (GMACS). L'espectrògraf multi-objecte es considera una excel·lent eina, optimitzada per a observacions detallades de múltiples objectes febles a l'espai profund en un ampli camp de visió. És perfecte per estudiar l'evolució de les galàxies, el medi intergalàctic (IGM), el naixement i la mort d'estrelles, les ones gravitacionals i fer enquestes de desplaçament al vermell. L'espectrògraf multi-objecte té canals vermells i blaus i és capaç d'operar amb visió natural durant les primeres operacions, amb una sensibilitat més gran de l'òptica adaptativa de la capa terrestre. L'instrument també serà el segon instrument científic instal·lat al Telescopi Gegant Magellan.
Espectrògraf de camp integral
Clic per engrandir. Espectrògraf de camp integral del telescopi Magellan gegant (GMTIFS). Crèdit: Giant Magellan Telescope, GMTO Corporation CC by-sa 3.0
L'espectrògraf de camp integral proporcionarà un salt quàntic en l'espectroscòpia d'alta resolució espacial. S'orientarà a la física de l'assemblatge de galàxies i la complexa sopa molecular de l'evolució de les galàxies, inclosos els forats negres i la reionització de l'univers. L'espectrògraf de camp integral és una imatge de difracció limitada que funciona a través de les bandes YJHK. Serà el tercer instrument científic instal·lat al Giant Magellan Telescope i serà el primer instrument d'òptica adaptativa del telescopi.
Espectrògraf d'infraroig proper
Clic per engrandir. Espectrògraf de l'IR proper del Telescopi Gegant Magellan (GMTNIRS). Crèdit: Giant Magellan Telescope, GMTO Corporation CC by-sa 3.0
L'espectrògraf d'infraroig proper, és el millor per obtenir imatges d'objectes celestes brillants en un camp de visió estret. Va ser dissenyat per estudiar la formació de sistemes planetaris, discs de runes, estrelles petites, planetes de massa Júpiter i altres objectes de l'infraroig proper a l'espai profund. L'espectrògraf d'infrarojos propers és un espectrògraf echelle d'infraroig proper a infraroig mitjà d'un sol objecte que proporciona un avantatge de multiplexació espectral extraordinari mitjançant la cobertura simultània de les bandes JHKLM completes. L'instrument funciona quan el Telescopi Gegant Magellan utilitza modes de visualització d'òptica adaptativa.
Clic per engrandir. Representació artística nocturna del telescopi interior. Crèdit de la imatge: Giant Magellan Telescope - GMTO Corporation.
Podeu accedir a la galeria d'imatges renderitzades fent un clic aquí, a
la de la construcció dels miralls primaris aquí i a les del progrés de
la construcció aquí. Per visitar la web del telescopi ho podeu fer des
d'aquí.
Clic per engrandir. Crèdits: NASA, ESA, Bruce Balick i Jason Alexander (Universitat de Washington), Arsen Hajian (Observatori Naval dels Estats Units), Yervant Terzian (Universitat de Cornell), Mario Perinotto (Universitat de Florència), Patrizio Patriarchi (Observatori d'Arcetri) i Reginald Dufour (Universitat de Rice); Processament: Gladys Kober (NASA/Universitat Catòlica de Amèrica)
Quan una estrella mitjana com el Sol acaba de cremar el combustible d'hidrogen i heli del seu nucli, s'infla fins a convertir-se en una estrella gegant vermella i freda. En un darrer sospir abans de morir, desprèn les capes de gas de la seva atmosfera exterior en un breu però bonic espectacle còsmic anomenat nebulosa planetària. Això deixa al descobert el nucli de l'estrella moribunda, una bola densa i calenta de carboni i oxigen anomenada nana blanca, que està condemnada a apagar-se completament amb el temps. La nana blanca està tan calenta que brilla molt amb la llum ultraviolada, cosa que fa que el material gasós expulsat per l'estrella moribunda resplendeixi.
La Càmera Planetària i de Camp Ampli 2 del Hubble va capturar aquesta imatge de Caldwell 59, una nebulosa planetària també catalogada com a NGC 3242. que van revelar detalls mai abans vistos en aquests embolcalls estel·lars i van ajudar els astrònoms a comprendre millor les últimes etapes evolutives de les estrelles de mida mitjana.
A Caldwell 59 se'n diu de vegades el Fantasma de Júpiter per la seva tènue semblança amb el planeta gegant gasós governant del nostre sistema solar, encara que és molt més gran i està més lluny. Si poguéssim viatjar a la velocitat de la llum, podríem arribar a Júpiter en uns 40 minuts, però viatjar a la mateixa velocitat fins a aquesta nebulosa ens portaria més de 1.400 anys!.
Tot i que l'estrella que la va produir va viure durant milers de milions d'anys, Caldwell 59 només té una vida d'uns 10.000 anys. A mesura que la nana blanca es refreda ràpidament i la llum ultraviolada disminueix, el gas que l'envolta es refreda i s'esvaeix. El gas expulsat de l'estrella moribunda comporta restes de carboni i nitrogen acabats de generar de l'atmosfera de l'estrella moribunda. Aquest material es desplaçarà cap a l'exterior a través de l'espai fins que es recicle i s'incorpori a la formació d'un nou estel.
Caldwell 59 va ser descobert per l'astrònom William Herschel el 1785. Es troba a la constel·lació de l'Hidra, i des de l'hemisferi nord es veu millor durant la primavera, encara que roman baixa al cel del sud. Des de l'hemisferi sud s'eleva molt més al cel durant la tardor. Aquesta escultura còsmica de magnitud 7,8 té una mida similar a la del planeta Júpiter quan s'observa al cel nocturn (una altra raó per al seu sobrenom), encara que a través d'un gran telescopi s'assemblarà sorprenentment a un ull.
Podeu trobar més informació sobre les observacions de Caldwell 59 realitzades pel Hubble, fent un clic aquí i aquí.
Clic per engrandir. Imatge d'IC 1623. Crèdit: NASA/ESA/CSA
Aquesta imatge del telescopi espacial James Webb de la NASA/ESA/CSA mostra IC 1623, un parell de galàxies entrellaçades que interactuen i que es troben a uns 270 milions d'anys llum de la Terra a la constel·lació de la Balena. Les dues galàxies d'IC 1623 s'estan precipitant l'una contra l'altra en un procés conegut com a fusió de galàxies. La seva col·lisió ha desencadenat una frenètica onada de formació estel·lar coneguda com a brot estel·lar, creant noves estrelles a un ritme més de vint vegades superior al de la Via Làctia.
Aquest sistema de galàxies en interacció és especialment brillant en longituds d'ona infraroges, cosa que el converteix en un camp de proves perfecte per a la capacitat de Webb d'estudiar galàxies lluminoses. Un equip d'astrònoms va captar IC 1623 a les porcions infraroges de l'espectre electromagnètic utilitzant un trio d'instruments científics d'avantguarda del Webb: MIRI, NIRSpec i NIRCam. En fer-ho, van proporcionar una gran quantitat de dades que permetran a la comunitat astronòmica en general, explorar plenament com les capacitats sense precedents de Webb ajudaran a desentranyar les complexes interaccions als ecosistemes galàctics. Aquestes observacions també estan acompanyades de dades d'altres observatoris, inclòs el telescopi espacial Hubble de la NASA/ESA, i ajudaran a preparar el terreny per a futures observacions de sistemes galàctics amb Webb.
La fusió d'aquestes dues galàxies fa molt de temps que interessa als astrònoms, i ja ha estat observada pel Hubble i per altres telescopis espacials. L'esclat estel·lar que es produeix provoca una intensa emissió infraroja, i les galàxies fusionades podrien estar en procés de formació d'un forat negre supermassiu. Una banda gruixuda de pols ha bloquejat aquestes valuoses dades de la vista de telescopis com el Hubble. Tot i això, la sensibilitat infraroja de Webb i la seva impressionant resolució en aquestes longituds d'ona li permet veure més enllà de la pols i ha donat com a resultat l'espectacular imatge de dalt, una combinació d'imatges MIRI i NIRCam.
Clic per engrandir. Una imatge del telescopi Webb del parell galàctic IC 1623. Les dues galàxies semblen arremolinar-se en una bola blava i rosa al centre del quadre. Llargs braços espirals blaus s'estenen verticalment, tènues a les vores. Sobre els braços blaus s'estenen horitzontalment circells de gas calent, principalment de color rosa coral·lí brillant amb moltes petites taques daurades de formació estel·lar. El centre mateix d'aquesta bola de galàxies en fusió és extremadament brillant, irradiant vuit grans puntes de difracció daurades. El fons és negre, amb moltes galàxies diminutes en taronja i blau.
Clic per engrandir. Una imatge del Hubble etiquetada del mateix parell de galàxies. El nucli d'una galàxia està per sobre i lleugerament a l'esquerra de l'altra. Uns braços espirals molt fins s'estan fusionant entre i al voltant dels nuclis de color blau pàl·lid. A la part superior del centre d'aquesta fusió, hi ha moltes petites regions de formació d'estrelles que brillen de color porpra rosat, així com una banda de pols de color òxid. El fons és negre amb galàxies febles.
El nucli lluminós de la fusió de galàxies és molt brillant i molt compacte, tant que els pics de difracció de Webb apareixen sobre la galàxia en aquesta imatge. Els pics de difracció de 8 puntes, similars als flocs de neu, es creen per la interacció de la llum de les estrelles amb l'estructura física del telescopi. La qualitat dels pics de les observacions de Webb és particularment notable a les imatges que contenen estrelles brillants, com la primera imatge de camp profund de Webb.
MIRI va ser aportat per l'ESA i la NASA, i l'instrument va ser dissenyat i construït per un consorci d'institut europeu finançat a nivell nacional (The MIRI European Consortium) en col·laboració amb el JPL i la Universitat d'Arizona.
NIRSpec va ser construït per a l'Agència Espacial Europea (ESA) per un consorci d'empreses europees liderades per Airbus Defence and Space (ADS), mentre que el Centre de Vol Espacial Goddard de la NASA va proporcionar els subsistemes de detectors i microdisparadors.
Els resultats basats en aquesta observació d'IC 623 s'han publicat a l'Astrophysical Journal.
Crèdit imatges: ESA/Webb, NASA & CSA, L. Armus & A. Evans. Agraïments: R. Colombari.
S'ha detectat un esclat llarg de raigs gamma; GRB221009A, amb fotons a energies rècord de 18 TeV. Encara es desconeix la naturalesa exacta de l'esclat.
Clic per engrandir. Imatge artística d'una font de raigs gamma. Crèdit: Media Whale Stock
Esclats de raigs gamma: les col·lisions d'estrelles de neutrons il·luminen l'Univers. Els esclats de raigs gamma són els esdeveniments més lluminosos de l'Univers en el camp de les ones electromagnètiques. En podem observar una per dia de mitjana a la volta celeste i es produeixen en galàxies llunyanes. N'hi ha de dos tipus, curts i llargs. Aquest vídeo explica la naturalesa de les ràfegues curtes.
El Neil Gehrels SWIFT Observatory és un telescopi espacial multiespectral capaç d'observar en l'espectre dels raigs X fort i febles, en l'ultraviolat, però també en llum visible i que va ser desenvolupat per la NASA en gran part. Va ser llançat l'any 2004, la seva finalitat era ajudar a identificar, localitzar i observar esclats de raigs gamma. Ara, precisament, ens assabentem que el 9 d'octubre de 2022 va detectar un d'aquests esclats gamma anomenat GRB221009A (recordem que GRB és l'acrònim de Gamma Ray Burst, és a dir explosió de raigs gamma en anglès). La font porta el nom de Swift J1913.1 + 1946 al catàleg d'observacions del telescopi en òrbita al voltant del nostre Planeta Blau.
Clic per engrandir. Aquestes imatges preses amb llum visible pel telescopi ultraviolat/òptic de Swift mostren com la resplendor posterior de GRB 221009A (encerclat) es va esvair al llarg d'unes 10 hores. L'explosió va aparèixer a la constel·lació de la Sageta i es va produir fa 1.900 milions d'anys. La imatge mesura aproximadament 4 minuts d'arc. Crèdit: NASA/Swift/B. Cenko
No és el més llunyà ni de fet el més antic dels esclats de raigs gamma descoberts pels ulls de la noosfera, però encara bat un rècord, potser no tant per la seva pròpia energia, que és al menys igual a l'alliberada pel Sol durant uns 10.000 milions d'anys en només uns segons (la qual cosa la converteix en un llarg esclat de raigs gamma), però perquè l'energia d'alguns dels fotons gamma que va emetre en un passat llunyà i que hom detecta avui és una mica superior a la de les col·lisions entre protons al LHC.
De fet, s'estima en uns 18 TeV, o 18.000GeV, és a dir, es podria produir l'equivalent en massa més de 18.000 protons amb només un d'aquests fotons.
Tot i que aquest GRB estava molt més a prop que la mitjana dels coneguts, encara estava massa lluny per amenaçar la vida a la Terra. Recordem que alguns especulen amb l'aparició d'un GRB prou proper per explicar algunes de les crisis biològiques que han marcat la història de la biosfera.
L'astrònom Pro/Am conegut com a Serge Brunier, explica a Twitter com va presenciar aquest descobriment ja que GRB221009A no era visible només que en gamma i X.
Clic per engrandir. Va passar diumenge passat, a les 13.16.59 h, però de fa gairebé 200 milions d'anys!. Va ser l'astrònom @AntierSarah, de l'@ObsCoteAzur, qui em va alertar i va demanar que hi apuntéssim el nostre telescopi d'1 metre amb absoluta urgència. Crèdit: Serge Brunier, Twitter.
Clic per engrandir. Oblida la meva publicació anterior sobre l'explosió GRB221009A!. De fet, és molt més delirant que el que us vaig dir ahir. Un error en el desplaçament cap al vermell que m'havien dit em va fer menysprear l'increïble poder de l'explosió. Crèdit: Serge Brunier, Twitter.
GRB221009A és, com hem dit, un llarg esclat de raigs gamma, el que significa que el fenomen astrofísic que el va produir és el que s'anomena una hipernova, o fins i tot una supernova superlluminosa (abreujat i en anglès SLSN per superluminous supernova). S'estima que aquest tipus d'explosió estel·lar alliberaria l'energia de més de 100 supernoves. Es calcula que una hipernova es produeix a la Via Làctia només una vegada cada 200 milions d'anys.
D'altra banda, encara hi ha incerteses sobre el mecanisme exacte que genera una hipernova. Podria ser una col·lisió entre dos estrelles massives encara a la seqüència principal o bé l'explosió d'una estrella molt massiva en rotació ràpida banyada dins d'un potent camp magnètic.
Una altra explicació, sovint afavorida, és la del tipus "collapsar", una contracció dels termes anglesos collapse (esfondrament) i star (estrella). És el col·lapse d'una estrella molt massiva que forma un forat negre en el seu cor creixent de matèria i emetent dos potents dolls arrencant la superfície de l'estrella i amb una forta emissió de raigs gamma (totes les hipernoves no serien automàticament esclats de raigs gamma).
Clic per engrandir. El telescopi de raigs X Swift va captar la resplendor posterior del GRB 221009A aproximadament una hora després de la seva detecció. Els anells brillants es formen com a resultat de la dispersió dels raigs X de les capes de pols de la nostra galàxia, altrament inobservables, que es troben en la direcció de l'esclat. Crèdit: NASA/Swift/A. Beardmore (University of Leicester)
Clic per engrandir. Aquesta seqüència construïda a partir de les dades del Fermi Large Area Telescope revela el cel en raigs gamma centrat en la ubicació del GRB 221009A. Cada fotograma mostra raigs gamma amb energies superiors a 100 milions d'electrovolts (MeV), on els colors més brillants indiquen un senyal de raigs gamma més fort. En total, representen més de 10 hores observacions. La resplendor del pla mitjà de la nostra Via Làctia apareix com una àmplia banda diagonal. La imatge té uns 20 graus d'ample. Crèdit: NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration
Els astrònoms que estudien l'univers primitiu han fet un descobriment sorprenent fent servir el telescopi espacial James Webb de la NASA: un cúmul de galàxies massives en procés de formació al voltant d'un quàsar extremadament vermell. El resultat ampliarà la nostra comprensió de com els cúmuls de galàxies de l'univers primitiu es van unir i formar la xarxa còsmica que veiem avui.
Un quàsar, un tipus especial de nucli galàctic actiu (AGN), és una regió compacta amb un forat negre supermassiu al centre d'una galàxia. El gas que cau en un forat negre supermassiu fa que el quàsar sigui prou brillant per eclipsar totes les estrelles de la galàxia.
El quàsar explorat per Webb, anomenat SDSS J165202.64+172852.3, va existir fa 11.500 milions d'anys. És inusualment vermell no només pel color vermell intrínsec, sinó també perquè la llum de la galàxia ha estat desplaçada al vermell per la seva enorme distància. Això va fer que Webb, amb una sensibilitat sense precedents a les longituds d'ona infraroges, fos perfectament adequat per examinar la galàxia en detall.
Clic per engrandir. A l'esquerra, el quàsar SDSS J165202.64+172852.3 es destaca en una imatge del telescopi espacial Hubble presa en llum visible i infraroja propera. Les imatges de la dreta i de baix presenten noves observacions del telescopi espacial James Webb a múltiples longituds d'ona. Mostren la distribució i el moviment del gas dins un cúmul de galàxies recentment observat al voltant del quàsar central. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, D. Wylezalek (Heidelberg Univ.), A. Vayner i N. Zakamska (Johns Hopkins Univ.) i el Q-3D Team.
Descarregueu la versió completa, sense comprimir, i les imatges de suport de l'Space Telescope Science Institute, fent un clic aquí.
Aquest quàsar és un dels nuclis galàctics més potents coneguts que han estat vistos a una distància tan extrema. Els astrònoms havien especulat que l'emissió extrema del quàsar podria causar un "vent galàctic", empenyent el gas lliure fora de la seva galàxia amfitriona i possiblement influint allà en gran mesura en la futura formació d'estrelles.
Per investigar el moviment del gas, la pols i el material estel·lar de la galàxia, l'equip va utilitzar l'espectrògraf d'infraroig proper (NIRSpec) del telescopi. Aquest potent instrument utilitza una tècnica anomenada espectroscòpia per observar el moviment dels diversos fluxos i vents que envolten el quàsar. El NIRSpec pot recopilar espectres simultàniament a tot el camp de visió del telescopi, en lloc de només en un punt alhora, cosa que permet a Webb examinar simultàniament el quàsar, la seva galàxia i els voltants més amplis.
Estudis anteriors realitzats pel telescopi espacial Hubble de la NASA i altres observatoris van cridar l'atenció sobre els potents fluxos de sortida del quàsar, i els astrònoms havien especulat que la seva galàxia amfitriona es podria estar fusionant amb alguna companya invisible. Però l'equip no esperava que les dades del NIRSpec de Webb indiquessin clarament que no es tractava d'una sola galàxia, sinó almenys tres més que s'arremolinaven al seu voltant. Gràcies als espectres d'una àmplia zona, es van poder cartografiar els moviments de tot aquest material circumdant, cosa que va permetre concloure que el quàsar vermell formava part, de fet, d'un dens nus de formació de galàxies.
"Es coneixen pocs protocúmuls de galàxies en aquesta època tan primerenca. És difícil trobar-los i molt pocs han tingut temps de formar-se des del Big Bang", explica l'astrònoma Dominika Wylezalek, de la Universitat de Heidelberg (Alemanya), que ha dirigit l'estudi amb el Webb. "Això ens podria ajudar a entendre com evolucionen les galàxies en entorns densos. És un resultat apassionant".
Fent servir les observacions de NIRSpec, l'equip va poder confirmar tres companys galàctics d'aquest quàsar i mostrar com estan connectats. Les dades del fitxer del Hubble suggereixen que hi pot haver fins i tot més. Les imatges de la Càmera de Camp Ampli 3 del Hubble havien mostrat material estès que envoltava el quàsar i la seva galàxia, cosa que en va motivar la selecció per a aquest estudi sobre el flux de sortida i els efectes en la seva galàxia amfitriona. Ara, l'equip sospita que podrien haver estat observant el nucli de tot un cúmul de galàxies, només revelat ara per les imatges nítides del Webb.
Aquesta animació mostra la trajectòria de la llum a través de l'espectrògraf d'infraroig proper (NIRSpec) del telescopi espacial James Webb.
"La nostra primera ullada a les dades va revelar ràpidament signes clars d'interaccions importants entre les galàxies veïnes", va compartir el membre de l'equip Andrey Vayner, de la Universitat Johns Hopkins a Baltimore, Maryland. "La sensibilitat de l'instrument NIRSpec es va fer palesa immediatament, i em va quedar clar que estem en una nova era de l'espectroscòpia infraroja".
Les tres galàxies confirmades orbiten entre si a velocitats increïblement altes, cosa que indica que hi ha una gran quantitat de massa. Quan es combinen amb la densitat de la regió que envolta aquest quàsar, l'equip creu que es tracta d'una de les zones de formació de galàxies més denses que es coneixen a l'univers primitiu. "Fins i tot un nus dens de matèria fosca no és suficient per explicar-ho", diu Wylezalek. "Creiem que podríem estar veient una regió on dos halos massius de matèria fosca s'estan fusionant". La matèria fosca és un component invisible de l'univers que manté unides les galàxies i els cúmuls de galàxies, i es creu que forma un halo que s'estén més enllà de les estrelles d'aquestes estructures.
L'estudi realitzat per l'equip de Wylezalek forma part de les investigacions del Webb sobre l'univers primitiu. Amb la seva capacitat sense precedents de mirar enrere en el temps, el telescopi ja s'està fent servir per investigar com es van formar i evolucionar les primeres galàxies, i com es van formar els forats negres i van influir en l'estructura de l'univers. L'equip està planejant observacions de seguiment d'aquest inesperat protocúmul de galàxies, i espera utilitzar-lo per comprendre com es formen els cúmuls de galàxies densos i caòtics com aquest, i com es veu afectat pel forat negre supermassiu actiu que hi ha al cor.
Aquests resultats es publicaran a The Astrophysical Journal Letters. Aquesta investigació es va completar com a part del programa de Ciència d'Alliberament Primerenc #1335 de Webb.
El telescopi espacial James Webb és el principal observatori científic espacial del món. Webb resoldrà els misteris del nostre sistema solar, mirarà més enllà, cap a mons llunyans al voltant d'altres estrelles, i explorarà les misterioses estructures i orígens del nostre univers i el nostre lloc. Webb és un programa internacional dirigit per la NASA amb els seus socis, ESA (Agència Espacial Europea) i CSA (Agència Espacial Canadenca).
La Via Làctia, un magnífic camí d'estrelles al cel nocturn, encara guarda molts secrets. La matèria fosca i l'energia, els forats negres supermassius són temes fascinants per entendre millor la nostra galàxia.
Cada galàxia comporta en el seu centre un forat negre supermassiu, d'una massa compresa entre un milió i mil milions de masses solars. La massa del forat negre és proporcional a la massa del bulb o component de l'esferoide d'estrelles; per això les galàxies el·líptiques tenen els forats negres més massius. La Via Làctia és una galàxia espiral. El seu forat negre és relativament lleuger.
Clic per engrandir. Imatge simulada d'un forat negre estel·lar. Crèdit: Alain R, CC by-sa 2.5
Els bulbs són components estel·lars que tracen l'acumulació de massa adquirida en les fusions de galàxies, o bé l'acreció de galàxies satèl·lits engolides en el passat, esdeveniments que van acompanyats de l'alimentació del forat negre central, a on la massa creix en conseqüència. Així és com podem explicar aquesta relació de proporcionalitat.
Clic per engrandir. Gràfic que mostra la relació entre la massa del forat negre central i la massa del bulb (o esferoide estel·lar) de les galàxies. Aproximadament, la massa del forat negre és el 0,3% de la massa del bulb. Crèdit: K. Cordes, S. Brown (STScI)
Sagitari A*, el forat negre lluminós de la Via Làctia
La nostra galàxia no té un bulb massiu, i per això el seu forat negre és relativament lleuger: quatre milions de masses solars. D'altra banda, està molt a prop nostre (a 24.000 anys llum) i coneixem les seves propietats amb més precisió.
L'infraroig proper, lliure d'enfosquiment per la pols, permet observar les estrelles que orbiten el forat negre central, coincidint amb una feble font de ràdio, Sagitari A*. Aquests estels es mouen a velocitats extremes, de l'ordre de 1.000 km/s, i orbiten a distàncies de l'ordre de deu dies llum del forat negre. El seu període de rotació és de l'ordre de deu anys i és possible mesurar-ne el moviment propi. A aquestes distàncies, el forat negre domina el potencial gravitatori i les òrbites són exactament keplerianes. Tot seguit es mostren algunes d'aquestes òrbites.
Clic per engrandir. En aquest extracte d'una animació preparada pel Grup del Centre Galàctic de la Universitat de Califòrnia a Los Angeles, s'acoblen les posicions de diverses estrelles observades en diferents moments entre el 1995 i el 2010 per reconstruir les seves òrbites. La barra d'escala de l'esquerra és de 0,1 segons d'arc. Crèdit: Andrea Ghez
Les òrbites de les estrelles no es veuen pertorbades pel forat negre, perquè encara estan lluny de l'horitzó. Aquest és el radi de no retorn, el radi a partir del qual la velocitat d'escapament és més gran que la velocitat de la llum. Dins de l'horitzó no pot sortir res, i el forat és realment negre. L'horitzó del forat negre de la Via Làctia és una dècima part de la distància Terra-Sol. El període de rotació a aquesta distància és de l'ordre de sis minuts.
Les observacions de Sagitari A* es van revelar clarament en fonts brillant en raigs X variant en períodes de deu minuts. Sens dubte, aquests fenòmens són emesos per gas girant en una de les últimes òrbites visibles al voltant del forat negre. L'examen de tots aquests fenòmens permetrà estudiar més de prop els camps de gravetat intensos a les proximitats dels forats negres, i per entendre millor la pròpia gravetat.
Clic per engrandir. La galàxia el·líptica NGC 5128, que també és una potent font de ràdio: Centaurus A. En blanc hi ha la galàxia òptica (les estrelles, vistes amb un telescopi d'ESO), i l'enfosquiment a causa de la pols en negre; en taronja, emissió de pols en ones submilimètriques (telescopi Apex, Atacama Pathfinder Experiment ), en blau emissió de raigs X (satèl·lit Chandra). Crèdit: Chandra, NASA
Un forat negre central no actiu
Curiosament, aquest forat negre central no està actiu. Tanmateix, està envoltat de gas molecular que algun dia podria caure-hi i irradiar intensament. El fenomen de nucli actiu de la galàxia és el més brillant de l'univers. Aquesta radiació poderosa s'anomena "quàsar“: el nucli actiu pot ser 1.000 vegades més brillant que tota la galàxia.
Els quàsars han estat durant molt de temps els objectes més llunyans detectats a l'univers. Quan està actiu, fenòmens de retroacció expulsen la matèria lluny del forat negre i, per tant, moderar-ne el creixement. De vegades veiem dolls de plasma movent-se a velocitat relativista, perpendicular al disc d'acreció. Aquests dolls poden transportar gas i pols molt lluny de la galàxia, com en el cas del Centaurus A.
Clic per engrandir. Els investigadors han utilitzat les dades retornades de la missió Juno per crear una animació en 3D dels núvols a l'atmosfera de Júpiter. Crèdit: NASA, JPL-Caltech, SwRI, MSSS, Gerald Eichstädt
Els núvols de Júpiter en 3D, gràcies a les dades recollides per la JunoCam a bord de la missió Juno, que sobrevola Júpiter des del 2016, els investigadors tenen accés a imatges de la mateixa formació de núvols des de diferents angles. Suficient per construir un model d'elevació 3D dels cims dels núvols del planeta gegant. Crèdit: Europlanet
Són legions les imatges de les tempestes que agiten l'atmosfera de Júpiter. Però els que ens ofereixen avui els investigadors no són gaire com els altres. Una vista en 3D de núvols amb forma de magdalena glacejada.
Remolins de núvols. Tempestes de dimensions esbojarrades. Els astrònoms ja n'han observat molts a Júpiter. Però la vista de l'atmosfera del planeta més gran del nostre sistema solar que ens ofereix avui Gerald Eichstädt, matemàtic de la Universitat de Würzburg (Alemanya), no té precedents. Una animació en 3D que revela una textura de remolins que sembla el glacejat d'una magdalena!
L'animació es va crear utilitzant dades de la JunoCam, un instrument a bord de la missió Juno (NASA) que observa Júpiter en llum visible. La JunoCam va ser dissenyada per oferir al públic imatges del planeta que ens poguessin fer somiar. Però els científics "civils" han cregut en la seva capacitat per retornar també dades d'interès per a la investigació.
Clic per engrandir. Per crear la seva animació en 3D dels núvols a l'atmosfera de Júpiter, els investigadors es van basar en les dades retornades per la missió Juno durant el seu 43è vol a més de 13.500 quilòmetres per sobre dels núvols del planeta gegant. Crèdit: NASA, JPL-Caltech, SwRI, MSSS, Gerald Eichstädt
Entendre millor la composició química dels núvols de Júpiter
La missió Juno està orbitant Júpiter des del 2016. I hauria de continuar recopilant informació crucial sobre el planeta gasós fins al 2025. Crucial perquè ofereix l'oportunitat d'observar Júpiter com cap telescopi des de la Terra. En pocs minuts, per exemple, Juno pot tornar imatges de la mateixa formació de núvols des de diferents angles.
A això s'afegeix el fet que com més alts són els núvols a l'atmosfera del planeta, la il·luminació del Sol és més intensa, els investigadors van poder construir models d'elevació en 3D dels núvols de Júpiter. I gairebé donar vida a les magnífiques tempestes que agiten l'atmosfera. El que potencialment pot ajudar als científics a estudiar el detall de la distribució dels elements al cor d'aquests núvols. Aviat, potser també obtindrem una imatge en 3D de la seva composició química.
Clic per engrandir. Caldwell 58. Crèdit: NASA, ESA, i T. von Hippel (Embry-Riddle Aeronautical University); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)
Caldwell 58, també conegut com a NGC 2360 o Cúmul de Caroline, va ser descobert per l'astrònoma alemanya Caroline Herschel el 1783 i va rebre el seu nom. Caroline, germana petita del famós astrònom William Herschel, va ser la primera dona a guanyar la prestigiosa Medalla d'Or de la Reial Societat Astronòmica. Va obtenir aquest guardó pel seu treball de verificació de les observacions astronòmiques del seu germà i l'elaboració d'un catàleg de nebuloses per ajudar altres astrònoms.
Caldwell 58 és un cúmul obert, és a dir, un grup d'estrelles poc lligades a la gravetat. Es troba a la constel·lació de Ca Major a uns 3.700 anys llum de la Terra. El cúmul té una magnitud aparent de 7,2 i es pot veure amb uns prismàtics en cels foscos i sense lluna. Caldwell 58 és més fàcil d'observar durant l'hivern de l'hemisferi nord i l'estiu de l'hemisferi sud.
Clic per engrandir. Imatge presa pel Digitized Sky Survey (DSS), la imatge terrestre de Caldwell 58 (NGC 2360) a la part inferior esquerra mostra la ubicació de l'observació de les estrelles del cúmul realitzada per l'Advanced Camera for Surveys (ACS-Càmera avançada de sondejos) del Hubble. ACS utilitza dos xips d'imatge que són a prop però no immediatament al costat de l'altre, deixant un petit buit a la imatge completa. Crèdits: Imatge terrestre: Digitized Sky Survey; imatge del Hubble: NASA, ESA i T. von Hippel (Embry-Riddle Aeronautical University); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)
Els astrònoms van fer servir el Hubble per estudiar les nanes blanques de Caldwell 58 i comprendre millor l'edat de la nostra galàxia. Després que una estrella similar al Sol hagi esgotat el subministrament de combustible nuclear i expulsat les capes exteriors de gas, el que queda és el nucli calent de l'estrella: una nana blanca. Aquests objectes es refreden durant milers de milions d'anys i són algunes de les estrelles més antigues de la nostra galàxia. Algunes nanes blanques pulsen regularment mentre es refreden. El temps entre aquestes pulsacions canvia al llarg de la vida de la nana blanca, per la qual cosa el temps entre pulsacions es pot utilitzar per estimar la rapidesa amb què es refreda la nana blanca i per tant, el temps que es refreda. Aquesta informació és útil per als astrònoms perquè significa que les nanes blanques polsants es poden utilitzar com a cronòmetres, o "rellotges", que limiten l'edat de la nostra galàxia. Aquestes observacions de Caldwell 58 es van realitzar amb la Càmera Avançada de Sondejos del Hubble per ajudar els astrònoms a calibrar els cronòmetres de nanes blanques.
.png)
