El doll impulsat per un forat negre a la galàxia M87 fa explotar estrelles

El sorprenent descobriment desconcerta els astrònoms.

Clic a la imatge per engrandir. Un estudi revela que el forat negre situat al centre de la galàxia M87 (a la imatge) alimenta un potent doll de gas que provoca explosions estel·lars a la galàxia. Crèdit: Sophia Dagnello, NRAO/AUI/NSF.

Un estudi suggereix que un doll de gas a gran velocitat procedent de la galàxia M87 està provocant noves estel·lars, i ningú no sap com.

Una nova es produeix després que una estrella densa coneguda com a nana blanca rep gas d'una estrella en òrbita (SN: 2/12/21). Quan la intensa gravetat de la nana blanca estreny el gas, aquest s'escalfa i explota, però les dues estrelles sobreviuen a la violència. De fet, al llarg de milions d'anys, la mateixa estrella es converteix en nova una vegada i una altra. Observacions recents indiquen que aquestes erupcions van forjar gran part, i potser la major part, del subministrament de l'univers del valuós metall liti.

Les noves esclaten a la nostra galàxia i en altres, com l'el·líptica gegant M87, el doll de gas del qual en ràpid moviment és impulsat pel forat negre situat al centre de la galàxia. Ara, les dades del telescopi espacial Hubble mostren que hi ha un excés d'aquestes explosions al llarg del raig de M87, segons informen els investigadors en un estudi enviat el 28 de setembre a arXiv.org.

Alec Lessing, estudiant de la Universitat de Stanford, Michael Shara, astrònom del Museu Americà d'Història Natural de Nova York, i els seus col·legues van utilitzar el telescopi per localitzar 135 esclats de noves a M87, el doll del qual té molts milers d'anys llum de longitud. La galàxia en si es troba a 54 milions d'anys-llum de la Terra, al cor del cúmul de galàxies més proper, anomenat Verge.

Després d'identificar les explosions de les noves, l'equip va traçar la posició a la galàxia. "Era sorprenent", diu Shara. "Les noves semblaven estar alineades preferentment amb el doll".

En dividir la galàxia en 10 sectors iguals, els astrònoms van descobrir que s'havien produït 25 explosions al llarg del doll, davant només entre 10 i 16 en cadascun dels altres sectors de la galàxia. Segons els investigadors, la probabilitat que es tracti d'una casualitat estadística només és del 0,3%.

Clic a la imatge per engrandir. El telescopi espacial Hubble va prendre aquesta imatge composta de la galàxia M87 i el doll de gas en ràpid moviment, que té molts milers d'anys llum de longitud. Crèdit: NASA, El Hubble Heritage Team/STScI/AURA.

"Em va sorprendre molt", afirma Massimo Della Valle, astrònom de l'Istituto Nazionale di Astrofisica, que no va participar al nou estudi. "Si aquests objectes són nous, el doll ha de ser-ne responsable d'alguna manera".

Potser, diu, el doll empeny gas interestel·lar sobre estrelles nanes blanques en sistemes de noves, augmentant la quantitat de material que s'acumula a la superfície de les estrelles. Com a resultat, les nanes blanques exploten amb més freqüència del que ho farien altrament, cosa que explica l'excés d'esclats de noves al llarg del doll.

Segons Shara, el doll en si no sembla subministrar prou gas o radiació per explicar les explosions. "El doll és el culpable, però no sabem per què ni com", afirma. "D'alguna manera, està provocant que les noves siguin més freqüents en aquest sector, però no sabem si és perquè està desencadenant les noves d'alguna manera o perquè està donant a llum les noves -fent que hi hagi més noves allà- o per algun un altre procés".

A la recerca de pistes addicionals, Shara espera utilitzar el Hubble per examinar altres galàxies que s'assemblin a M87, per veure si els seus dolls també van acompanyats d'aquestes erupcions.

Ho he vist aquí.

Dos telescopis espacials de la mà

La galàxia NGC 5068. La barra blanca brillant de totes dues imatges és una densa regió d'estrelles madures. La imatge en infraroig proper del James Webb forma part d'una campanya científica per aprendre més sobre la formació estel·lar a les regions gasoses de les galàxies properes. Mentrestant, el Hubble treballa en tàndem amb el Webb, proporcionant una vista única en llum ultraviolada, visible i infraroja propera.

Clic a la imatge per engrandir. Imatge del Webb a l'infraroig proper de la galàxia espiral barrada NGC 5068, que mostra el seu nucli i part d'un braç espiral. Milers i milers d'estrelles diminutes, que es veuen com motes blanques, omplen el quadre. Les estrelles són més denses a la barra blanquinosa que forma el nucli, que es veu al quadrant superior esquerre, i menys denses a mesura que s'allunyen cap al braç. Els núvols de gas, representats en vermell brillant, segueixen el gir de la galàxia i el braç espiral. Crèdit: ESA/Webb, NASA & CSA, J. Lee i el PHANGS-JWST Team.

Clic a la imatge per engrandir. Vista multilongitud d'ona de la galàxia NGC 5068 obtinguda pel Hubble. Taques de color rosa brillant i blanc blavós omplen la meitat inferior de la imatge. Una barra d'estrelles blanques brillant s'estén cap avall des del centre superior cap a l'esquerra. Zones aleatòries de núvols polsosos formen corrents foscos contra el fons brillant. Crèdit: NASA, ESA, R. Chandar (University of Toledo), i J. Lee (Space Telescope Science Institute). Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America).

Ho he vist aquí.

Una vegada i una altra

El sistema estel·lar Eta Carinae ofereix un seient a primera fila a una erupció estel·lar que continua expandint-se a velocitats de fins a 7,2 milions de km per hora. 

La "Gran Erupció" observada a la Terra al segle XIX va produir un dens parell de núvols esfèrics en costats oposats de les dues estrelles del sistema. Aquests núvols es denominen ara nebulosa de l'Homuncle. Aquesta imatge composta i el nou vídeo revelen importants indicis sobre la història volàtil d'Eta Carinae. Això inclou la ràpida expansió de l'anell i una feble capa de raigs X fora, desconeguda fins ara.

Clic a la imatge per engrandir. La nebulosa Homuncle es veu clarament en aquesta imatge composta. Les dades de l'observatori de raigs X Chandra de la NASA es mostren en taronja, i les dades de llum òptica del Hubble es mostren en blau, morat i blanc. L'explosió té forma de rellotge de sorra, o closca de cacauet, amb extrems bulbosos i un centre estret. La closca és de color malva translúcid, rivetejada de porpra. A l'interior, a l'estret centre, resplendeix una llum blanca brillant. Té la mateixa orientació que l'anell taronja de gas. Això indica que ambdues estructures tenen el mateix origen: la “Gran Erupció”, observada fa uns 180 anys. Crèdit Raigs X: NASA/SAO/GSFC/M. Corcoran et al; Crèdit imatge visible: NASA/ESA/STScI; Processament d'imatges: NASA/CXC/SAO/L. Frattare, J. Major, N. Wolk.

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta seqüència temporal d'observacions de raigs X de Chandra comença amb una imatge del 1999. En ella, una nebulosa bola blava neó amb un brillant nucli blanc està envoltada per un anell taronja oblong i irregular. La bola blava i blanca mostra raigs X procedents de dues estrelles massives, de 30 i 90 vegades la massa del nostre Sol. Aquestes estrelles estan massa a prop les unes de les altres per poder veure's per separat. L'anell oblong de gas taronja que les envolta està inclinat cap amunt a la dreta i cap avall a l'esquerra. Crèdit Raigs X: NASA/SAO/GSFC/M. Corcoran et al; Crèdit imatge visible: NASA/ESA/STScI; Processament d'imatges: NASA/CXC/SAO/L. Frattare, J. Major, N. Wolk.

El vídeo avança amb quatre imatges, amb dades del 2003, 2009, 2014 i 2020. A mesura que passen les imatges, la bola blava neó s'expandeix, però el nucli blanc sembla estable. Les taques que formen l'anell taronja de gas es desplacen i s'inflen, allunyant-se de les estrelles de l'interior de la bola blava i blanca.

Clic a la imatge per engrandir. Un enorme i ondulant parell de núvols de gas i pols són captats en aquesta impressionant imatge del Telescopi Espacial Hubble de la NASA de l'estrella supermassiva Eta Carinae. Eta Carinae va ser observada pel Hubble al setembre de 1995 amb la Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2 sigles en anglés de Càmera Planetària i de Gran Camp 2). Les imatges preses a través dels filtres vermell i ultraviolat proper es van combinar posteriorment per produir la imatge en color que es mostra. Va caldre una seqüència de vuit exposicions per cobrir l'enorme rang dinàmic de l'objecte: les taques d'ejecció externes són 100.000 vegades més febles que la brillant estrella central. Eta Carinae va patir un gegantí esclat fa uns 160 anys, quan es va convertir en una de les estrelles més brillants del cel austral. Tot i que l'estrella va alliberar tanta llum visible com l'explosió d'una supernova, va sobreviure a l'esclat. L'explosió va produir dos lòbuls i un disc equatorial gran i prim, tots movent-se cap a l'exterior a aproximadament 1 milió de quilòmetres per hora. Crèdit: Nathan Smith (University of California, Berkeley), NASA.

Ho he vist aquí.

Una óssa i la seva constel·lació

La constel·lació de l'Óssa Major acull una galàxia enorme d'uns 150.000 anys llum de diàmetre. Coneguda com a NGC 2481, aquesta galàxia es troba a 46 milions d'anys llum de la Terra i és 50.000 anys llum més gran que la nostra pròpia galàxia, la Via Làctia.

Clic a la imatge del Hubble per engrandir. Les estrelles blanques gairebé no són visibles cap al centre de la galàxia, d'on emana un nucli groc brillant. Braços en espiral amb línies de pols i estrelles blaves i porpres esquitxen la imatge per tot arreu. Crèdits: NASA, ESA, i el Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration. Agraiments: M. Crockett i S. Kaviraj (Oxford University, UK), R. O'Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), i el WFC3 (Càmera de Gran Camp 3) Scientific Oversight Committee.

Els científics amb prou feines han observat formació estel·lar nova en aquesta galàxia, per la qual cosa especulen que les joves estrelles blaves han consumit i eliminat tot el combustible necessari per al naixement d'estrelles. Les precursores de les joves estrelles blaves són les estrelles blanques de mitjana edat, que s'amunteguen al centre de la galàxia.
 

Ho he vist aquí.

El James Webb capta el flux supersònic d'una jove estrella

Els objectes Herbig-Haro (HH) són regions lluminoses que envolten les estrelles nounades, formades quan els vents estel·lars o els raigs de gas que brollen d'aquestes estrelles nounades formen ones de xoc que col·lisionen amb el gas i la pols propers a gran velocitat. Aquesta imatge de HH 211, presa pel telescopi espacial James Webb de la NASA, mostra el flux de sortida d'una protoestrella de classe 0, un anàleg infantil del nostre sol quan no tenia més de desenes de milers d'anys i una massa de només el 8% de la del Sol actual (amb el temps es convertirà en una estrella com el Sol).

Clic a la imatge per engrandir. El telescopi espacial James Webb de la NASA observa a l'infraroig proper i amb alta resolució Herbig-Haro 211 i revela detalls exquisits del flux de sortida d'una estrella jove, un anàleg infantil del nostre Sol. Els objectes Herbig-Haro es formen quan els vents estel·lars o raigs de gas que brollen de les estrelles nounades formen ones de xoc que xoquen a gran velocitat amb el gas i la pols properes. La imatge mostra amb un detall sense precedents una sèrie d'ones de xoc arquejades cap al sud-est (a baix a l'esquerra) i al nord-oest (a dalt a la dreta), així com l'estret raig bipolar que les impulsa. Les molècules excitades per les condicions turbulentes, entre les quals hi ha l'hidrogen molecular, el monòxid de carboni i el monòxid de silici, emeten llum infraroja, recollida per Webb, que traça l'estructura dels dolls. Crèdit: ESA/Webb, NASA, CSA, T. Ray (Institut d'Estudis Avançats de Dublín)

Les imatges infraroges són molt útils per estudiar les estrelles recent nascudes i els seus fluxos de sortida, ja que aquestes estrelles sempre estan immerses en el gas del núvol molecular on es van formar. L'emissió infraroja dels fluxos estel·lars penetra en el gas i la pols, cosa que fa que un objecte Herbig-Haro com a HH 211 sigui ideal per ser observat amb els sensibles instruments infrarojos de Webb. Les molècules excitades per les turbulències, com ara l'hidrogen molecular, el monòxid de carboni i el monòxid de silici, emeten llum infraroja que Webb pot recollir per cartografiar l'estructura dels fluxos de sortida.

La imatge mostra una sèrie de xocs de proa cap al sud-est (a baix a l'esquerra) i al nord-oest (a dalt a la dreta), així com l'estret raig bipolar que els impulsa. Webb revela aquesta escena amb un nivell de detall sense precedents, amb una resolució espacial entre 5 i 10 vegades superior a la de qualsevol imatge anterior de HH 211. El raig interior es mou amb simetria especular a banda i banda de la protoestrella central. Això concorda amb observacions a escales més petites i suggereix que la protoestrella pot ser, de fet, una estrella binària sense resoldre.

Observacions anteriors de HH 211 amb telescopis terrestres van revelar l'existència de gegantins xocs d'arc que s'allunyaven de nosaltres (nord-oest) i s'acostaven (sud-est) i d'estructures similars a cavitats a l'hidrogen i el monòxid de carboni xocats, respectivament, així com d'un raig bipolar nuós i ondulant al monòxid de silici. Els investigadors han utilitzat les noves observacions de Webb per determinar que el flux de sortida de l'objecte és relativament lent en comparació amb protoestrelles més evolucionades amb tipus de flux de sortida similars.

L'equip va mesurar les velocitats de les estructures més internes del flux de sortida a aproximadament 80-100 quilòmetres per segon. Tot i això, la diferència de velocitat entre aquestes seccions del flux i el material amb què xoquen, l'ona de xoc, és molt menor. Els investigadors van concloure que els fluxos de sortida de les estrelles més joves, com el del centre de HH 211, estan formats principalment per molècules, ja que les velocitats comparativament baixes de les ones de xoc no són prou energètiques per trencar les molècules a àtoms i ions més simples.

El telescopi espacial James Webb és el principal observatori científic espacial del món. Webb està resolent misteris en el nostre sistema solar, mirant més enllà, mons llunyans al voltant d'altres estrelles, i sondejant les misterioses estructures i orígens del nostre univers i el nostre lloc en ell. Webb és un programa internacional dirigit per la NASA amb els socis, l'ESA (Agència Espacial Europea) i l'Agència Espacial Canadenca (CSA-ASC).

Descarregueu la versió completa, sense comprimir, i les imatges de suport de l'Space Telescope Science Institute fent un clic aquí.

Ho he vist aquí.

No se t'evaporen les gotes d'aigua quan cauen a una paella calenta? No t'amoïnis és l'efecte Leidenfrost.

Clic a la imatge per engrandir. L'efecte Leidenfrost. Crèdit: Revista Española de Física.

L'efecte Leidenfrost és un fenomen físic que passa quan un líquid entra en contacte amb una superfície molt més calenta que el punt d'ebullició. El líquid es vaporitza ràpidament i forma una capa de vapor que l'aïlla de la calor, evitant que s'evapori del tot. El líquid pot surar i lliscar sobre la superfície gràcies a aquesta capa de vapor.

Aquest efecte es pot observar fàcilment a la cuina, quan es tiren gotes d'aigua sobre una paella calenta. En lloc de bullir i desaparèixer, les gotes es mouen com si tinguessin vida pròpia. També es pot veure quan s'aboca nitrogen líquid sobre el terra o quan es toca una planxa calenta amb el dit mullat.

L'efecte Leidenfrost té moltes aplicacions pràctiques i interessants. Per exemple, es pot fer servir per crear motors tèrmics que funcionen amb el moviment de les gotes, per generar electricitat a partir del vapor, per refredar superfícies calentes o per protegir materials d'altes temperatures.

Si vols saber més sobre aquest efecte i com es produeix, t'invito a continuar llegint aquest article aquí, on t'explico amb més detall els principis físics i químics que el regeixen. També us recomano que veieu aquest vídeo aquí, on podeu veure alguns experiments sorprenents i divertits amb l'efecte Leidenfrost.

Què és l'efecte Leidenfrost i com es produeix?

L'efecte Leidenfrost és un fenomen físic en què un líquid, en entrar en contacte amb una superfície molt més calenta que el seu punt d'ebullició, forma una capa de vapor que l'aïlla i evita que s'evapori ràpidament. Per exemple, quan col·loqueu una gota d'aigua sobre una paella molt calenta, la gota no s'evapora a l'instant, sinó que es mou sobre la superfície durant un temps, fins que finalment desapareix. Això és perquè la part inferior de la gota es vaporitza en tocar la paella, creant una capa de gas que eleva i protegeix la resta de la gota, impedint que es transfereixi calor entre l'aigua líquida i la paella.

Qui va descobrir l'efecte Leidenfrost i per què es diu així?

L'efecte Leidenfrost va ser descrit per primera vegada pel físic alemany Johann Gottlob Leidenfrost el 1756, encara que ja havia estat observat per Hermann Boerhaave el 1732. El nom ve del cognom de Leidenfrost, que significa “gebre de Leiden” en alemany. Pierre Hippolyte Boutigny (1798-1884) va realitzar estudis de l'efecte Leidenfrost i va pensar que les gotes que quedaven suspeses sobre la superfície de la placa calenta constituïen un nou estat de la matèria, que va anomenar estat esferoïdal.

Quines aplicacions té l'efecte Leidenfrost en la ciència i la tecnologia?

L'efecte Leidenfrost té moltes implicacions a l'enginyeria tèrmica, ja que afecta el flux de calor entre les superfícies i els líquids. També té aplicacions a la ciència de materials, la química, la biologia i la medicina.

Alguns exemples d'ús de l'efecte Leidenfrost són:

•      El nitrogen líquid pot lliscar pel terra gràcies a l'efecte Leidenfrost.
•      Els motors de vapor poden funcionar més eficientment si evita l'efecte Leidenfrost, ja que s'aprofita millor la calor de les superfícies metàl·liques.
•      Els gekkos poden caminar sobre l'aigua perquè les potes generen una capa de vapor similar a l'efecte Leidenfrost.
•      Els bombers poden entrar en contacte amb flames sense cremar-se si porten un vestit especial que crea una barrera de vapor al voltant del cos.

Clic a la imatge per engrandir. Un gekko de sorra del Namib (Pachydactylus-rangei). Crèdit: Stefan Kuemmel.

Quina temperatura cal perquè es produeixi l'efecte Leidenfrost?

La temperatura a la què es produeix l'efecte Leidenfrost no és fàcil de predir. Depèn de les propietats del líquid, de la superfície i de les possibles impureses. Tot i això, es pot estimar mitjançant una fórmula matemàtica que relaciona el flux de calor mínim amb l'entalpia de vaporització, l'acceleració gravitacional i les densitats del líquid i del vapor. Pel cas de l'aigua sobre una placa horitzontal gran, el punt de Leidenfrost se situa al voltant dels 200 °C.

Quins altres líquids poden mostrar l'efecte Leidenfrost a més de l'aigua?

L'efecte Leidenfrost no és exclusiu de l'aigua, sinó que pot passar amb qualsevol líquid volàtil que tingui un punt d'ebullició menor que la temperatura de la superfície. Alguns exemples són l'alcohol, el mercuri, l'heli líquid o fins i tot l'oxigen líquid. Tot i això, cada líquid tindrà un punt de Leidenfrost diferent segons les seves propietats termodinàmiques.

 

Ho he vist aquí.

El Premi Nobel de Física 2023

El 3 d'octubre del 2023 la Reial Acadèmia Sueca de les Ciències ha decidit concedir el Premi Nobel de Física 2023 a Pierre Agostini de la Universitat Estatal d'Ohio, Columbus, EE.UU., Ferenc Krausz  de l'Institut Max Planck d'Òptica Quàntica, Garching i Ludwig-Maximilians-Universität München, Alemanya i a Anne L'Huillier  de la Universitat de Lund, Suècia

"Pels mètodes experimentals que generen polsos de llum d'attosegons per a l'estudi de la dinàmica dels electrons en la matèria"

Experiments amb llum capten l'instant més breu

Els tres Premis Nobel de Física 2023 han estat reconeguts pels seus experiments, que han proporcionat noves eines a la humanitat per explorar el món dels electrons a l'interior d'àtoms i molècules. Pierre Agostini, Ferenc Krausz i Anne L'Huillier han demostrat una manera de crear polsos de llum extremadament curts que es poden utilitzar per mesurar els ràpids processos en què els electrons es mouen o canvien d'energia.

Igual que una pel·lícula d'imatges fixes es percep com un moviment continu, l'ésser humà percep els esdeveniments que es produeixen a gran velocitat els uns dins dels altres. Si volem investigar esdeveniments realment breus, necessitem una tecnologia especial. Al món dels electrons, els canvis es produeixen en unes dècimes d'attosegon - un attosegon és tan curt que n'hi ha tants en un segon com segons hi ha hagut des del naixement de l'univers.

Clic a la imatge per engrandir. Pierre Agostini, Ferenc Krausz i Anne L'Huillier (d'esquerra a dreta). Crèdit: Universitat Estatal d'Ohio, Institut Max Planck d'Òptica Quàntica i Fundació BBVA.

Els experiments dels guardonats han produït polsos de llum tan curts que es mesuren en attosegons, demostrant així que aquests polsos es poden utilitzar per proporcionar imatges de processos a l'interior d'àtoms i molècules.

El 1987, Anne L'Huillier va descobrir que en transmetre llum làser infraroja a través d'un gas noble sorgien molts sobretons de llum diferents. Cada sobreto és una ona lluminosa amb un nombre determinat de cicles per cada cicle de la llum làser. Es deuen a la interacció de la llum làser amb els àtoms del gas, que proporciona a alguns electrons una energia extra que s'emet en forma de llum. Anne L'Huillier ha continuat explorant aquest fenomen, establint les bases de posteriors avenços.

Clic a la imatge per engrandir. Els moviments dels electrons en àtoms i molècules són tan ràpids que es mesuren en attosegons. Un attosegon és a un segon el que un segon a l'edat de l'univers. Crèdit: Johan Jarnestad/The Royal Swedish Academy of Sciences.

El 2001, Pierre Agostini va aconseguir produir i investigar una sèrie de polsos de llum consecutius, en què cada pols durava només 250 attosegons. Alhora, Ferenc Krausz treballava amb un altre tipus d'experiment, un que permetia aïllar un únic pols de llum que durava 650 attosegons.

Les contribucions dels guardonats han permès investigar processos tan ràpids que abans eren impossibles de seguir.

"Ara podem obrir la porta al món dels electrons. La física dels attosegons ens brinda l'oportunitat de comprendre mecanismes governats per electrons. El pas següent serà utilitzar-los", afirma Eva Olsson, Presidenta del Comitè Nobel de Física.

Hi ha aplicacions potencials en moltes àrees diferents. En electrònica, per exemple, és important entendre i controlar com es comporten els electrons en un material. Els polsos d'attosegons també es poden utilitzar per identificar diferents molècules, com en el diagnòstic mèdic.

Ho he vist aquí.

Un ós a Mart?

Clic a la imatge per engrandir. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

La sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) va captar aquest trosset de pareidolia ursina el 12 de desembre de 2022. Tot i que s'assembla a un ós que podríem veure a la Terra, en realitat es tracta d'un turó de Mart amb una forma peculiar. Una estructura de col·lapse en forma de V forma el nas, dos cràters formen els ulls i un patró de fractura circular dóna forma al capdavant. El patró de fractura circular podria ser degut a l'assentament d'un dipòsit sobre un cràter d'impacte soterrat.

Llançada el 12 d'agost del 2015, la MRO estudia la història de l'aigua a Mart i observa característiques a petita escala de la superfície del planeta. Vegeu més exemples de pareidolia, la tendència humana a veure formes reconeixibles en objectes o dades desconegudes, de Mart fent un clic aquí.

Aquesta imatge va ser considerada per la NASA el 5 d'Octubre de 2023, com la seva imatge del dia.

Ho he vist aquí.

Cinc llunes i Saturn

Clic a la imatge per engrandir. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

El 29 de juliol del 2011, Cassini va capturar cinc de les llunes de Saturn en un sol fotograma amb la seva càmera de camp estret. Aquesta és una vista a tot color d'una imatge que es va publicar originalment el setembre de 2011 (veure PIA14573).

Llunes visibles en aquesta vista: Janus (179 quilòmetres de diàmetre) és a l'extrem esquerre; Pandora (81 quilòmetres de diàmetre) orbita just més enllà del prim anell F a prop del centre de la imatge; Encèlad (504 quilòmetres de diàmetre) apareix per sobre del centre; La segona lluna més gran de Saturn, Rea (1.528 quilòmetres de diàmetre), està dividida per la vora dreta de la imatge; i la lluna més petita Mimas (396 quilòmetres de diàmetre) es veu just a l'esquerra de Rea.

Aquesta vista mira cap al costat nord, il·luminat pel Sol, dels anells des de just damunt del pla anular. Rea és aquí més a prop de Cassini. Els anells estan més enllà de Rea i Mimas. Encèlad està més enllà dels anells. La imatge es va obtenir a una distància aproximada d'1,1 milions de quilòmetres de Rea i a 1,8 milions de quilòmetres d'Encèlad.

La nau espacial Cassini va finalitzar la seva missió el 15 de setembre del 2017, posant fi als seus dies precipitant i desintegrant-se a l'atmosfera de Saturn, de forma controlada.

Cassini és un projecte cooperatiu de la NASA, l'ESA (Agència Espacial Europea) i l'Agència Espacial Italiana. El Laboratori de Propulsió a Jet (JPL), una divisió de l'Institut Tecnològic de Califòrnia a Pasadena, gestiona la missió per a la Direcció de Missions Científiques de la NASA, a Washington. L'orbitador Cassini i les seves dues càmeres a bord van ser dissenyats, desenvolupats i acoblats al JPL. El centre d'operacions d'imatge es troba a l'Space Science Institute de Boulder (Colorado).

Ho he vist aquí.

Observat per primer cop un cinturó de radiació més enllà del nostre sistema solar

Els astrònoms han observat un cinturó de radiació al voltant d'una estrella nana ultra-freda, el primer mai vist fora del sistema solar.

Clic a la imatge per engrandir. Recreació artística d'una aurora i un cinturó de radiació al voltant d'una estrella nana ultra-freda. Crèdit: Chuck Carter, Melodie Kao, Fundació Heising-Simons.

 

Els astrònoms han observat per primera vegada un cinturó de radiació fora del sistema solar, captant partícules d'alta energia atrapades per un camp magnètic al voltant d'una estrella nana ultra-freda situada a uns 18 anys llum de la Terra. 

El nou cinturó de radiació té dos lòbuls, com els que envolten Júpiter, el planeta més gran del sistema solar. Però si el cinturó de radiació de l'estrella nana se situés al costat del de Júpiter, seria 10 milions de vegades més brillant.

La radiació es manifesta en forma d'emissions de ràdio intenses i persistents. Les imatges van revelar la presència d'un núvol d'electrons d'alta energia atrapats al camp magnètic de l'estrella nana, coneguda com a LSR J1835+3259.

"En realitat, estem obtenint imatges de la magnetosfera del nostre objectiu mitjançant l'observació del plasma emissor de ràdio -el seu cinturó de radiació- a la magnetosfera", va afirmar en un comunicat Melodie Kao, autora principal de la investigació i becària post-doctoral de la Universitat de Califòrnia a Santa Cruz. "Això mai no s'havia fet abans per quelcom de la mida d'un planeta gegant gasós fora del nostre sistema solar".

Clic a la imatge per engrandir. La primera imatge d'un cinturó de radiació fora del sistema solar, que es va captar utilitzant 39 radiotelescopis per crear un telescopi virtual que abasta el globus des de Hawaii fins a Alemanya. Crèdit: Melodie Kao, Amy Mioduszewski.

La imatge va ser captada per l'equip utilitzant una xarxa de 39 radiotelescopis, que es van combinar per formar un únic telescopi virtual anomenat High Sensitivity Array (HSA, sigles en anglès de Matriu d'Alta Sensibilitat).

LSR J1835+3259 era l'únic objecte més enllà del sistema solar que Kao confiava a poder observar amb prou detall per resoldre els seus cinturons de radiació. I, atès que l'estrella nana té una massa que se situa entre les estrelles de baixa massa i les nanes marrons -objectes sovint anomenats "estrelles fallides" perquè no tenen la massa necessària per iniciar la fusió nuclear als seus nuclis-, les noves observacions podrien ajudar els astrònoms a trobar la línia divisòria entre les estrelles petites i els planetes grans.

"Si bé la formació d'estrelles i planetes pot ser diferent, la física dins seu pot ser molt similar en aquesta part tova del continu de massa que connecta estrelles de baixa massa amb nanes marrons i planetes gegants gasosos", va dir Kao.

Observant una aurora extrasolar

Els camps magnètics forts formen una bombolla magnètica al voltant d'un planeta anomenada magnetosfera, que pot atrapar i accelerar partícules carregades a velocitats properes a la de la llum. Molts planetes del sistema solar tenen magnetosferes, igual que el Sol. Fins i tot una lluna del sistema solar -l'enorme satèl·lit jovià Ganímedes- té una magnetosfera.

 

Tot i això, les magnetosferes tenen diferents potències i característiques. Per exemple, la magnetosfera de Mercuri, el planeta més proper al Sol, només té al voltant d'un 1% de la força
de la bombolla magnètica de la Terra, que és prou forta per protegir l'atmosfera i la vida del nostre planeta les partícules carregades altament energètiques procedents del Sol. Després del Sol, Júpiter posseeix el camp magnètic més potent del sistema solar. 

Tots els planetes del sistema solar amb camps magnètics també tenen cinturons de radiació formats per partícules carregades dʻalta energia atrapades al seu voltant. Mentre que els cinturons de radiació de la Terra, coneguts com a cinturons de Van Allen, són bandes amb forma de bunyol de partícules d'alta energia procedents del vent solar, la majoria de les partícules atrapades pels camps magnètics al voltant de Júpiter que creen cinturons de radiació amb forma de doble lòbul procedeixen de la seva lluna volcànica Io.

Independentment del seu origen, aquestes partícules atrapades són desviades pels camps magnètics cap als pols dels planetes, generant aurores. A la Terra, aquestes adopten la forma d'aurores boreals i australs, respectivament.

La imatge de LSR J1835+3259 presa per Kao i el seu equip també marca la primera vegada que s'ha diferenciat amb èxit la ubicació de l'aurora d'un objecte fora del sistema solar i dels cinturons de radiació.

Les aurores es poden utilitzar per mesurar la força de les magnetosferes, sinó la seva forma, per la qual cosa les troballes podrien ajudar a determinar la força dels camps magnètics d'altres estrelles nanes, cosa que actualment es desconeix en gran mesura. La comprensió teòrica dels camps magnètics d'aquests objectes de massa intermèdia podria, alhora, donar llum sobre les magnetosferes dels exoplanetes.

"Ara que hem establert que aquest tipus concret d'emissió de ràdio de baix nivell i que en estat estacionari rastreja cinturons de radiació als camps magnètics a gran escala d'aquests objectes, quan vegem aquest tipus d'emissió en nanes marrons, i amb el temps, en exoplanetes gegants gasosos, podrem afirmar amb més seguretat que probablement tenen un gran camp magnètic, encara que el nostre telescopi no sigui prou gran per veure la seva forma", afirma Kao.

Atès que la magnetosfera de la Terra ha estat tan crucial per protegir la vida al nostre planeta i permetre'n l'evolució, els científics teoritzen que els camps magnètics al voltant dels exoplanetes poden ser clau per comprendre l'habitabilitat de mons més enllà del sistema solar.

"Aquest és un primer pas crític per trobar molts més objectes d'aquest tipus i perfeccionar les nostres habilitats per buscar magnetosferes cada cop més petites, permetent-nos eventualment estudiar les de planetes potencialment habitables de la mida de la Terra", va dir al mateix comunicat Evgenya Shkolnik, coautora de la investigació i professora d'astrofísica a la Universitat Estatal d'Arizona.

a-c, es resol a cada època de cinc hores el 15 de juny de 2019 (a), el 20 d'agost de 2020 (b) i el 28 d'agost de 2020 (c). El feix sintetitzat estableix la mida de resolució per a cada imatge i apareix escurçat al llarg d'un eix degut a la configuració del conjunt. Els contorns denoten increments de 3σ_r.m.s. × (-1, 1, √2, 2, 2√2, 4), on les desviacions quadràtiques mitjanes (σ_r.m.s.) s'indiquen a la Taula 2 de dades esteses. Les cruïlles indiquen els centroides de les aurores i els seus errors de posició de 3σ (magenta). Les coordenades corresponen a la mitjanit a Temps Atòmic Internacional i l'est correspon a la direcció d'ascensió recta creixent.

La investigació de l'equip es va publicar el dilluns 15 de maig a la revista Nature.

Ho he vist aquí i aquí.