Article recuperat d'Astroseti a on el vaig publicar en castellà el 28-03-2005
Clic a la imatge per engrandir. Crèdit: NASA/JPL/Space Science Institute
Durant el sobrevol proper del 9 de març de 2005, la sonda Cassini va capturar aquesta imatge en fals color de la lluna Encèlad de Saturn, que mostra l'àmplia varietat de la geologia d'aquesta lluna gelada. Algunes regions geològiques d'Encèlad són velles i conserven un gran nombre de cràters d'impacte. Les àrees més joves exhibeixen moltes depressions tectòniques i crestes. Subtils diferències en el color pot indicar diferents propietats del gel, com ara les mides de gra, que poden ajudar a desvetllar la seqüència dels esdeveniments geològics que condueixen a l'estrany paisatge actual.
Aquesta vista en fals color és una composició de fotogrames individuals obtinguts utilitzant filtres sensibles al verd (centrats a 568 nanòmetres) i a la llum infraroja (dos filtres infrarojos, centrats a 752 i 930 nanòmetres respectivament). La imatge ha estat processada per accentuar les subtils diferències de color. L'atmosfera de Saturn es veu al fons de la imatge (el color ha estat transformat a gris per poder destacar-ne la lluna).
El Sol il·lumina engelosit des de l'esquerra, sortint part d'ell a l'ombra i tapant parcialment la vista de Saturn. Aquesta imatge mostra l'hemisferi contrari a Saturn, centrat gairebé en l'equador.
Les imatges que conformen aquesta vista van ser preses amb la càmera d'angle estret de la nau Cassini, i a una distància aproximada de 94.000 Km. (58.000 milles) i a un angle de fase o angle entre el Sol, Encèlad i la nau espacial de 48 graus. La resolució de la imatge és del voltant de 560 metres (1.800 milles) per píxel.
La missió Cassini-Huygens va ser un projecte cooperatiu de la NASA, l'Agència Espacial Europea i l'Agència Espacial Italiana. El Jet Propulsion Laboratory, una divisió de l'Institut Tecnològic de Califòrnia, a Pasadena, dirigeix la missió Cassini per a l'Oficina de Ciència Espacial de la NASA, Washington, D.C. L'orbitador Cassini i les seves dues càmeres a bord van ser dissenyades, desenvolupades i acoblades en el JPL. L'equip d'imatge té la seva base a l'Institut de Ciències Espacials, Boulder, Colorado.
Descobert per Giovanni Batista Hodierna abans del 1654.
Aquest és el primer dels tres cúmuls oberts brillants a la part sud de la constel·lació de l'Auriga (Cotxer), inclòs en el catàleg de Messier (els altres dos són M37 i M38). Els tres han estat registrats per primera vegada per Giovanni Batista Hodierna abans de 1654, com va apuntar Kenneth Glyn Jones; però, aquests descobriments van sortir a la llum molt tard el 1984, així que Le Gentil el va redescobrir independentment. Charles Messier el va incloure al seu catàleg el 2 de setembre de 1764.
M36 està aproximadament a 4.100 anys llum de distància (només Kenneth Glyn Jones no hi està d'acord i proposa 3.700), així que el seu diàmetre angular de 12' es correspon aproximadament a 14 anys llum (Wallenquist ofereix un diàmetre aparent de 19', que correspon a una mica més de 20 anys llum). Té al voltant de 60 membres confirmats, el mes brillant d'ells té una magnitud aparent de 9 i un tipus espectral B2; la lluminositat del membre mes brillant és del voltant de 360 vegades més que la del Sol. Moltes d'aquestes estrelles brillants roten ràpidament, com mostren les seves línies espectrals eixamplades, un efecte que es troba també en el tipus brillant dels membres B de les Plèiades (M45). Si estigués a la mateixa distància (Ex. 10 vegades més a prop), aquest clúster semblaria evident i molt similar a les Plèiades.
Clic per engrandir. Crèdit: Google-Sky Map
Com és tan jove (al voltant de 25 milions d'anys), no conté gegants vermelles, a diferència dels seus veïns M37 i M38, els quals es troben al voltant de la mateixa distància. M36 va ser classificat com de tipus Trumpler I,3,m (Sky Catalog 2000) o I,3,r (Götz).
Un exemple el tenim en la imatge que il·lustra aquesta entrada. El senyor és en Ed Turner, de Whittier, Califòrnia.
Pel que podem deduir viatja amb la seva afició sense gaires manies per tot arreu, buscant els millors emplaçaments per gaudir de l'observació de l'espai.
El cas és que l'artefacte instal·lat al seu vehicle no sabem quan de temps li haurà durat, tenint en compte com devien ser les carreteres nord-americanes l'any 1933, i si les òptiques van resultar ser prou consistents.
Vosaltres decidiu si és exactament gaire portàtil, al menys espectacular si que ho és.
Els investigadors han creat milions d’universos virtuals. Amb l’objectiu de comparar aquestes simulacions d’ordinador amb l’Univers en què vivim actualment. Traient conclusions sorprenents sobre la formació d’estrelles i l’evolució de les galàxies.
Dos mil computadors per processar les dades dels astrònoms simultàniament durant tres setmanes. Vuit milions d’universos virtuals creats. I comparacions amb els darrers vint anys d’observacions astronòmiques. Tot això per arribar a conclusions que qüestionen el paper de la matèria fosca en la formació de galàxies, l’evolució d’aquestes i com sorgeixen les estrelles.
Per estudiar l’evolució de les galàxies al llarg del temps, els astrònoms fan servir la simulació informàtica. Tradicionalment, posen a prova les seves teories una per una. Però els investigadors de la Universitat d’Arizona (USA) han escollit una estratègia diferent. Utilitzant un supercomputador, van generar milions d’universos diferents. Objectiu: posar a prova diferents teories físiques sobre la evolució de les galàxies.
Segons els investigadors, aquesta és la primera vegada que les simulacions per ordinador han aconseguit produir universos semblants al nostre. Cadascuna contenia uns 12 milions de galàxies i cobreix un període de 400 milions d’anys des del Big Bang fins als nostres dies. I tot amb regles físiques subjacents similars a les que coneixem. Una prova del poder d’aquest enfocament.
Galàxies més prolífiques del que s’esperava
"Fa temps que pensàvem que moltes galàxies van deixar de formar estrelles", va dir Peter Behroozi, astrònom de la Universitat d'Arizona. Però els universos virtuals creats pel seu equip, i que es corresponen amb l’univers observat avui, demostren que les galàxies continuen produint estrelles molt més temps del que pensaven els astrònoms. Les simulacions basades en models actuals, d’altra banda, donen moltes més galàxies vermelles, perquè una galàxia que ha deixat de formar-se estrelles durant molt de temps conté menys estrelles blaves, (que les que els investigadors poden observar al cel).
Recreació artística de la fusió de les galàxies B14-65666 localitzades a 13.000 milions d'anys llum de distància. Clic per engrandir. Crèdit: NAOJ.
"Està clar que en el passat, les galàxies han format estrelles amb més eficàcia del que creiem", conclou l'astrònom. I com a resultat, l’energia alliberada pels forats negres supermassius i les estrelles que esclaten han de ser, d’altra banda, menys efectives per bloquejar el procés de formació d’estrelles del que preveuen les nostres teories".
Per tal de posar llum sobre la formació de galàxies, els astrònoms tenen previst ampliar les seves simulacions. Volen incloure la morfologia de les galàxies i algunes dades sobre l'evolució d'aquesta morfologia al llarg del temps.
Més informació sobre les galàxies en aquest blog, fent un clic aquí.
Descoberta per Philippe Loys de Chéseaux en 1745-46. Independentment descoberta per John Bevis abans de 1750.
El cúmul obert M35 consisteix en diversos centenars d'estrelles (de la qual Wallenquist n'ha comptat 120 amb magnitud aparent superior a 13 mag) disperses sobre l'àrea que cobreix la lluna plena (30'); l'Sky Catalogue 2000.0 i la primera edició de Uranometria 2000.0 li concedeixen 200 membres, la segona edició de Uranometria 2000.0 en considera 434, i Cudworth (1971) ha comptat 513 estrelles probables membres. A la seva distància de 2.700 (WEBDA) o 2.800 anys llum (Sky Catalogue 2000.0), això correspon a un diàmetre lineal de prop de 24 anys llum, amb una densitat central d'al voltant de 6,21 estrelles per parsec cúbic. Alguns autors han estimat un diàmetre major de fins a 46'. (H. Shapley in 1930). Tenen una edat de prop de 100 milions d'anys (WEBDA en considera 95,i l'Sky Catalogue 2000.0 dóna 110 milions d'anys), el que és una edat intermèdia, i conté algunes estrelles posteriors a la seqüència principal (incloent diverses gegants grogues i taronges de tipus espectral G tardà o K recent). La seva estrella més calenta en la seqüència principal es considera de classe espectral B3 (Sky Catalogue 2000.0), i la seva classificació Trumpler és III,3,r segons totes les fonts. S'aproxima a nosaltres a 5 km/seg.
El descobriment de M35 s'assigna usualment a Philippe Loys de Chéseaux que la va observar i catalogar el 1745 o 1746. També està impresa en John Bevis Uranographia Britannica que es va completar el 1750, per tant aquest astrònom hauria d'haver descobert independentment abans de llavors, que de Chéseaux. Charles Messier, que la va catalogar el 30 d'agost de 1764, fa esment al descobriment de Bevis.
Clic per engrandir
Fins i tot l'ull nu troba el cúmul fàcilment prop de les 3 estrelles dels peus de les bessones (Gemini) quan les condicions d'observació són bones. Un instrument òptic discret resoldrà les estrelles més brillants i permetrà una magnífica visió a baixos augments, un cúmul gairebé circular amb una distribució estel·lar gairebé uniforme. En els telescopis, els augments baixos i els accessoris per ampliar el camp ocular constitueixen la millor manera d'observar M35.
Els aficionats amb telescopis més potents poden veure la seva debil veïna NGC 2158 (a dalt a l'esquerra en la nostra imatge), situat a uns 15 minuts d'arc al sud-oest de M35. NGC 2158, que té una magnitud aparent de 8,6 i uns 5 minuts d'arc de diàmetre angular, conté moltes més estrelles, és molt més compacta, unes 10 vegades més antiga i unes 5 vegades més remota que M35 (l'Sky Catalogue 200.0 en considera uns 16.000 anys llum), i ja que està constituïda d'estrelles més antigues, la seva llum està dominada per estrelles groguenques, la més potent d'elles és d'espectre tipus F0. A causa d'aquestes propietats, NGC 2158 va ser fins i tot considerada durant un temps candidata a cúmul globular.
Clic per engrandir. Crèdit de la imatge: Google-Sky Map
Encara més cap a l'Oest, al voltant d'uns 50 minuts d'arc des de M35, es pot trobar el feble Cúmul Obert IC2157. Amb una magnitud aparent total de 8,4 i un diàmetre aparent de 8 minuts d'arc, és similar en grandària i brillantor a NGC 2158, però conté moltes menys estrelles; IC 2157 és un cúmul obert i dispers que conté algunes estrelles joves OB extremadament calentes. Òptiques de camp ampli poden incloure als tres cúmuls en un únic camp de visió de prop de 1,5 graus.
• Sr. Barrado i Navascués, CP Deliyannis, and JR Stauffer, 2000. WIYN open clúster study: lithium in cool dwarfs of the M35 open clúster. In: R. Pallavicini, G. micel·la, and S. Sciortino (eds.), Stellar Clústers and Associations: convecció, Rotation, and Dynamos. Proceedings from [ASP Conference, Vol. 198, pàg. 265] [Preprint astre-ph / 9907026]]
• Kyle M. Cudworth, 1971. Relative Proper motions in the region of the open clúster NGC 2168 (M35). Astronomical Journal, Vol. 76, No. 5, pàg. 475-483 (06/1971) [ADS: 1971AJ.....76..475C]
* kal: quiloany llum, és un miler d'anys llum, o 307 parsecs. Els quiloanys llum es fan servir normalment per mesurar distàncies entre parts d'una galàxia.
Clic a la imatge per engrandir. Crèdit de la imatge: NASA/Naval Research Laboratory/Parker Solar Probe
En l'any transcorregut des del seu llançament, la sonda solar Parker ha recollit una gran quantitat de dades científiques en dues passades properes al Sol.
En aquesta imatge, l'instrument WISPR (sigles en anglès de Visor de Gran Angular de la Sonda solar) de la nau, va veure passar el vent solar durant la primera trobada solar de la nau al novembre de 2018.
La nau incorpora quatre sèries d'instruments científics per recopilar dades sobre les partícules, el plasma del vent solar, els camps elèctrics i magnètics, l'emissió de ràdio solar i les estructures de la càlida atmosfera exterior del Sol, la corona. Aquesta informació ajudarà als científics a desentranyar la física que dirigeix les temperatures extremes a la corona, (que contrari al que es pugui pensar, més calenta que la superfície solar de sota), i els mecanismes que dirigeixen les partícules i el plasma cap al sistema solar.
Aquesta imatge va ser considerada per la NASA imatge del dia el 12 d'agost del 2019.
En aquesta entrada al blog podeu accedir a un vídeo editat pel NOAA, sigles de Administració Nacional Oceànica i Atmosfèrica, i el Pacific TWC (Centre d'Avisos sobre Tsunamis del Pacífic), que és un dels dos centres d'avís de tsunamis que opera el NOAA als Estats Units, a on veureu gràfica i seqüencialment els terratrèmols que ha patit el nostre planeta en el període comprés entre els anys 2001 i 2015.
Aquesta animació mostra tots els terratrèmols enregistrats en seqüència, que es van produir des de l'1 de gener del 2001 fins al 31 de desembre de 2015, a un ritme de 30 dies per segon. Els hipocentres del terratrèmol apareixen primer com a flaixos i després queden com a cercles de colors abans de disminuir amb el temps per no enfosquir els terratrèmols posteriors. La mida del cercle representa la magnitud del terratrèmol mentre que el color representa la seva profunditat dins de la terra. Al final de l’animació, primer mostrarà tots els sismes en aquest període de 15 anys. A continuació, només es mostraran aquells terratrèmols superiors a la magnitud 6,5, la mida més petita del terratrèmol que es coneix com a tsunami. Finalment només mostrarà aquells terratrèmols amb magnitud de 8,0 o més gran, els "grans" terratrèmols més propensos a representar una amenaça de tsunami quan es produeixen sota l'oceà o a prop d'una línia de costa i quan són poc profunds dins de la terra (menys de 100 km. o 60 km de profunditat).
Crèdit imatge NOAA-PacificWTC
Aquest període de temps inclou alguns fets destacables. Diversos grans terratrèmols van causar tsunamis devastadors, incloent-hi un de 9,1 de magnitud a Sumatra (26 de desembre de 2004), magnitud 8,1 a Samoa (29 de setembre de 2009), magnitud 8,8 a Xile (27 de febrer de 2010) i magnitud 9,0 fora de la superficie del Japó (11 de març de 2011). Com la majoria de terratrèmols, aquests esdeveniments es van produir als límits de les plaques, i els esdeveniments veritablement grans com aquests, solen produir-se en zones de subducció on xoquen les plaques tectòniques. Altres terratrèmols molt menors també es produeixen fora dels límits de plaques com ara els relacionats amb l’activitat volcànica a Hawaii o els relacionats amb pous d’injecció d’aigües residuals a Oklahoma.
Característiques notables:
La gran majoria dels terratrèmols es produeixen als límits de les plaques tectòniques. La majoria dels grans terratrèmols (magnitud 8,0 o més gran) són terratrèmols amb qualificació de megaterratrèmols que es produeixen als límits de plaques convergents, també anomenats marges destructius o zones de subducció. Per tal que un terratrèmol suposi un perill de tsunami, ha de moure's verticalment a la vora del mar; per tant, ha de ser gran (normalment 8,0 o més), sota o prop de l’oceà i poc profund dins de la terra (menys de 100 km).
Durant els quinze anys de cobertura d’aquesta animació, 20 terratrèmols van tenir una magnitud de 8,0 o més: 23 de juny del 2001, MW = 8,4, a prop de la costa del sud del Perú 25 de setembre de 2003, MW = 8,3, Hokkaido, Japó 23 de desembre de 2004, MW = 8,1, al nord de l’illa Macquarie (al sud de Nova Zelanda) 26 de desembre de 2004, MW = 9,1, nord de Sumatra i illes d'Andaman 28 de març del 2005, MW = 8,6, nord de Sumatra, Indonèsia 3 de maig del 2006, MW = 8,0, Tonga 15 de novembre del 2006, MW = 8,3, illes Kuril, Rússia 13 de gener de 2007, MW = 8,1, a l'est de les illes Kuril, Rússia 1 d'abril de 2007, MW = 8,1, Illes Salomó 15 d'agost de 2007, MW = 8,0, a prop de la costa del centre del Perú 12 de setembre del 2007, MW = 8,4, sud de Sumatra, Indonèsia 29 de setembre de 2009, MW = 8,1, Illes Samoa 27 de febrer de 2010, MW = 8,8, a la costa del centre de Xile 11 de març de 2011, MW = 9,1, a prop de la costa est de Honshu, Japó 11 d'abril de 2012, MW = 8,6, a la costa oest del nord de Sumatra, Indonèsia 11 d'abril de 2012, MW = 8,2, a la costa oest del nord de Sumatra, Indonèsia 6 de febrer de 2013, MW = 8,0, a l'oest de Lata, Illes Salomó 24 de maig de 2013, MW = 8,3, mar d'Okhotsk, Rússia 1 d'abril de 2014, MW = 8,2, nord de Xile 16 de setembre de 2015, MW = 8,3, centre de Xile
Per saber-ne més
Mw: Escala sismològica de Magnitud de moment
És l'escala logarítmica que s’utilitza per a mesurar i comparar la magnitud dels terratrèmols i que es basa en la mesura de l’energia total que és alliberada en un sisme.
L’escala de magnitud de moment fou proposada el 1979 per Thomas C. Hanks i Hiroo Kanamori com a successora de l’escala sismològica de Richter, perquè és més exacte a l’hora de mesurar grans sismes i no resta limitada per valors alts, com sí que passa amb la de Richter.
En aquesta escala logarítmica, cada unitat de magnitud correspon a un increment d’arrel quadrada de 1.000, o bé, aproximadament, a 32 vegades l’energia alliberada. És a dir que, un sisme de magnitud 8 és 32 vegades més gran que un de magnitud 7; 1.000 vegades més gran que un de magnitud 6; 32.000 vegades més gran que un de magnitud 5, i així successivament. L’estimació de la magnitud de moment és complexa, i es calcula emprant diversos mètodes matemàtics i també diferents tipus de dades. Així mateix, cal tenir en compte que, si s’utilitzen dades locals, han d’haver transcorregut com a mínim 15 minuts des que té lloc el sisme, i fins a 30 minuts si es fan servir dades llunyanes.
A diferència d’altres, l’escala de magnitud de moment no té un valor per sobre del qual els terratrèmols més grans reflecteixin magnituds molt similars. D’altra banda, permet fer comparacions directes entre diferents sismes. Això és possible perquè l’escala de magnitud de moment és una funció i depèn del desplaçament de la falla, de l’àrea involucrada i d’un paràmetre anomenat mòdul de deformació, el qual depèn, al seu torn, del tipus de sòl. Un altre avantatge d’aquesta escala és que coincideix i manté els paràmetres d’energia alliberada i de magnitud en una escala logarítmica, de l'escala sismològica de Richter.
La magnitud es determina a partir del valor Mw, on Mo correspon al moment sísmic i w fa referència al treball mecànic (work, en anglès), dut a terme per l’energia sísmica alliberada per la Terra. La quantitat d’energia alliberada per un sisme es defineix així:
Mo = α DA
on Mo és el moment sísmic, mesurat en dines-cm, α és la rigidesa de la roca en dines/cm2, D és el desplaçament mitjà de la falla en cm i A és l’àrea del segment que pateix la ruptura expressada en cm2.
Per a la seva determinació s’utilitza la següent expressió:
Mw = 2/3 log Mo – 10.7
La quantitat d’energia alliberada més gran que s’ha pogut mesurar és la del terratrèmol de Xile del 22 de maig de 1960, durant el qual s’assolí una magnitud de moment (Mw) de 9,5.
Descoberta per Giovanni Batista Hodierna abans de 1654.
Aquest cúmul obert d'edat intermèdia i amb unes 100 estrelles (segons HS Hogg) queda a uns 1.400 anys llum i amb una dispersió d'uns 35 minuts d'arc, més gran que el diàmetre de la Lluna plena. Aquest diàmetre angular correspon a un diàmetre lineal de 14 anys llum; Wallenquist ho ha estimat una mica més gran (42' que es corresponen a 18,5 anys llum).
Aquest cúmul va ser classificat com Trumpler tipus I, 3, m (Sky Catalog 2000) o II, 3, r (Götz). La seva aparença està influenciada per una estrella no membre de magnitud 7,3, mentre que l'estrella membre més brillant té magnitud 7,9.
L'edat de M34 va ser estimada en uns 110 milions d'anys per Van Hoerner el 1957, tot i que l'Sky Catalog 2000 dóna un valor més modern de 190 milions d'anys. Aquest valor s'ha actualitzat a 180 milions d'anys, d'acord amb els nous càlculs de l'equip Geneva de G. Meynet.
Considerant el moviment espacial de M34 i altres cúmuls, OJ Eggen (1983) va trobar que coincideix amb el de diversos d'ells, incloent les Plèiades (M45), NGC 2516, IC 2602, el Cúmul Alfa Persei (Melotte 20) i el Cúmul Delta Lyrae (Stephenson 1). Va anomenar a aquest grup de cúmuls la "Associació Local".
M34 va ser trobat primer probablement per Giovanni Batista Hodierna abans de 1654 i redescobert per Charles Messier el 25 d'agost de 1764.
El cúmul obert M34 pot trobar-se fàcilment (fins i tot a ull nu si les condicions són bones, i apareix com una tènue taca borrosa) ja que està just al nord de la línia que va de Algol (Beta Persei) a Gamma Andromedae. Es resol en estrelles fins amb binoculars de 10x50 i encara millor amb telescopis petits. Malles descriu la figura que formen les estrelles més brillants com un "X" distorsionada, mentre que a Kenneth Glyn Jones li sembla que formen tres braços corbats que surten del centre. Unes 20 estrelles més brillants, que omplen una àrea de 10', estan envoltades per un nombre més gran de membres circumdants més tènues; telescopis d'aficionat més grans mostren un total d'unes 80 estrelles. Moltes estrelles estan col·locades en parells, notablement la binària òptica h 1123 (catalogada per John Herschel) a prop del centre del cúmul (dues estrelles de magnitud 8,0-8,5 de tipus espectral A0, separades 20" amb una distància angular de 248 graus) i la Otto Struve 44 prop de la vora sud-est (a: 8.4, B: 9.1, separades 1,4' amb distància angular de 55 graus), aquesta binària va ser descoberta per Otto Struve en 1840, amb un refractor de 36 centímetres.
* kal: quiloany llum, és un miler d'anys llum, o 307 parsecs. Els quiloanys llum es fan servir normalment per mesurar distàncies entre parts d'una galàxia.
Probablement descoberta per Hodierna abans de 1654. Descoberta independentment per Charles Messier el 1764.
La galàxia del Triangle M33 és un altre membre destacat del Grup Local de Galàxies. Aquesta galàxia és petita comparada amb la seva aparent veïna, la galàxia d'Andròmeda M31, i amb la nostra galàxia Via Làctia, però supera la mida mitjana de les galàxies espirals en l'univers. Una de les galàxies més petites membres del Grup Local, LGS 3, possiblement sigui un satèl·lit de M33, mentre que aquesta al seu torn pot ser una companya remota de la galàxia d'Andròmeda M31, lligada gravitatòriament.
M33 s'apropa a nosaltres (al nostre Sistema Solar) a 182 km/s d'acord amb R. Brent Tully, o a 179 +/- 3 km/s segons NED. Corregint per tenir en compte el nostre moviment al voltant del Centre Galàctic de la Via Làctia, s'aproxima a la nostra Galàxia a 24 km/s.
M33 probablement va ser primer descoberta per Hodierna abans de 1654 (potser juntament amb el cúmul obert NGC 752). De forma independent, HO va ser per Charles Messier, i catalogada per ell el 25 d'Agost de 1764. No obstant això, William Herschel, qui habitualment procurava evitar de manera acurada numerar els objectes de Messier al seu catàleg, li va assignar el nombre H V.17 , d'acord amb una observació amb data 11 de Setembre de 1784. També a causa de la catalogació de Herschel, la regió HII més brillant i gran (nebulosa difusa d'emissió que conté hidrogen ionitzat) ha obtingut un nombre propi del catàleg NGC: NGC 604 (Segons William Herschel, H III.150); està situada a la part nord-oest de la galàxia; es tracta del nus brillant situat a prop de la part superior de la nostra imatge (a dalt). Aquesta és una de les majors regions H II conegudes fins ara: té un diàmetre d'aproximadament 1500 anys-llum, i un espectre similar al de la nebulosa d'Orió M42. Hui Yang (Universitat d'Illinois) i Jeff J.Hester (Universitat de l'Estat d'Arizona) han pres una fotografia de NGC 604 amb el Telescopi Espacial Hubble, resolent al voltant de 200 estrelles joves calentes i massives (de 15 a 60 masses solars) formades allà recentment.
M33 es troba entre les primeres "Nebuloses espirals" així identificades per William Parsons, Tercer Comte de Rosse; vegeu el seu dibuix. També figura entre les primeres "nebuloses" identificades com galàxies, en les quals es van trobar variables Cefeides; Edwin Hubble va publicar un estudi fonamental en 1926 (Hubble 1926).
Altres nusos en els braços espirals de M33 han rebut els seus propis números del catàleg NGC; es tracta de NGC 588, 592, 595, i NGC 603 (l'últim figura com inexistent en el catàleg RNGC encara que s'esmenta que ja va ser llistat per Zwicky), així com els IC 131, 132, 133, 134, 135, 136, 137, 139-40, 142, i 143 (NGC 2000.0 llista IC 134 i 139-40 com estel·lars, mentre el Manual de l'Observador de la Societat Webb per al Cel Profund, Vol. 4 [Galàxies] mostra IC 139-40 a la carta de la p. 215, la qual s'acredita a Ronald J. Buta de l'Observatori McDonald, Universitat de Texas). Alguns d'ells poden també ser identificats en el nostre mapa. Kenneth Glyn Jones assenyala que haurien de ser visibles en telescopis de 12,5 polzades (30 cm). La nebulosa d'emissió gegant NGC 595 va ser investigada per William H. Waller amb l'HST (vegeu Astronomy, juny 1995, pàg. 16-18); mitjançant el Hubble va resoldre les estrelles calentes i massives que exciten el gas de la nebulosa per fer-la brillar.
La nostra imatge, obtinguda per David Malin a partir de plaques fotogràfiques obtingudes mitjançant el Telescopi Isaac Newton a La Palma, mostra diversos d'aquests objectes en els braços espirals d'aquesta bonica galàxia espiral Sc (NGC 604, per exemple, és la taca vermella prominent prop de la vora esquerra en la meitat superior de la nostra foto). Els lectors que mostrin interès poden obtenir més informació detallada sobre aquesta imatge (anglès). A través de diferents processats, David Malin ha realçat diverses característiques en imatges alternatives d'aquesta foto INT de M33.
Els resultats del satèl·lit Hipparcos han portat a una revisió de l'escala de les distàncies còsmiques, afectant per tant a la nostra distància a M33: el valor actual és al voltant de 3,0 milions d'anys-llum. La majoria de les fonts donen una distància de 2,3 a 2,4 milions d'anys-llum, però el Catàleg Celeste 2000.0 s'indica més de 2,9 milions d'anys-llum (900 kpc), el que per casualitat resulta més exacte després de la nova recalibració de les distàncies a través de les Cefeides, deguda als resultats de 1997 del satèl·lit Hipparcos. Les investigacions de les Cefeides en M33 de 1991 (Freedman et.al., 1991) han revelat que M33 està a una distància lleugerament més gran de nosaltres que la Galàxia d'Andròmeda M31. Amb els nostres valors de distàncies, l'existent entre M33 i M31 és prop de 750.000 anys-llum. Assumint el valor anterior, la seva dimensió angular de 73 minuts d'arc en l'eix major (al voltant de 2,5 vegades el diàmetre de la Lluna) es correspon a prop de 50.000 anys-llum, la meitat del diàmetre de la Via Làctia. No obstant això, els confins més tènues semblen arribar molt més lluny, de manera que el diàmetre real ha de ser almenys de 60.000 anys-llum. La massa de la Galàxia del Triangle s'ha estimat entre 10 i 40 mil milions de masses solars.
La galàxia del Triangle M33 és de tipus Sc, i fins i tot una representant "tardana" d'aquest grup, de manera que Tully la classifica com SCD (en el Catàleg de Galàxies properes). Els seus braços pronunciats mostren nombroses regions vermelloses HII (incloent NGC 604), així com núvols blavosos d'estrelles joves. Baade ha descobert també estrelles de la Població II, i s'han trobat cúmuls globulars. Malgrat que no s'han detectat encara supernoves en la galàxia del Triangle, hi ha diversos romanents de supernoves, i van ser cartografiats per astrònoms en ràdio amb alta precisió. S'han descobert com a mínim 112 variables a M33, incloent 4 noves i prop de 25 Cefeides. També se situa en aquest galàxia una intensa font de raigs-X.
Per a l'observador, aquesta galàxia pot apreciar-se a simple vista sota condicions excepcionalment bones; per a la majoria de les persones, és l'objecte més llunyà visible a simple vista (Hi ha rars informes que alguns astrònoms d'ulls de linx van aconseguir veure M81 sota condicions excepcionals, però això és realment excepcional en tots els sentits). Es destaca amb uns bons binocles, però com el seu considerable brillantor total es distribueix amb força uniformitat per una àrea unes quatre vegades més gran que la coberta per la Lluna plena, la seva lluentor superficial és extremadament baix. Per tant, és difícil o impossible veure aquesta galàxia en telescopis que no permetin poca ampliació, com més baixa millor per a aquest objecte!. La millor visió de M33 aconseguida per l'autor va ser amb refractor de 6 polzades (14,5 cm) amb una ampliació de 25. M33 és també un objectiu gratificant per l'astrofotògraf, que pot captar els braços espirals i les nebuloses més brillants sense un equip particularment car.
Aquells observadors més ambiciosos amb telescopis majors (obertura >40 cm) poden tractar de captar algun dels cúmuls globulars de M33; Rich Jakiel ha registrat 5 cúmuls globulars en M33 amb un telescopi de 50 cm.
Per saber-ne més:
* kal: quiloany llum, és un miler d'anys llum, o 307 parsecs. Els quiloanys llum es fan servir normalment per mesurar distàncies entre parts d'una galàxia.
Què és el SEDS?: Son les sigles en anglès de Estudiants per a l'Exploració i el Desenvolupament de l'Espai. És una organització internacional d'estudiants que té com a finalitat promoure l'exploració i el desenvolupament de l'espai mitjançant projectes educatius i d'enginyeria. Més info (en anglès)
Estiu, època de vacances i de fer activitats a les que no hi estem gaire acostumats. D'aquestes n'hi ha unes quantes relacionades amb el fet de moure's en vehicles de tota mena. Però n'hi han algunes que porten de cap a més d'un, ens referim als viatges o passejades en vaixell. Molta gent pateix quan puja a un vaixell o a qualsevol artefacte capaç de surar l'anomenat mal de mar, mareig o més correctament Cinetosi.
Explicarem breument en que consisteix i donarem uns consells per eliminar o al menys apaivagar els seus molestos símptomes.
La malaltia pel moviment vinculada al mar, també anomenada Cinetosi, afecta entre el 20% i el 80% de la població segons les condicions i amoïna tant als mariners com als navegants. Tot i això, és possible reduir o fins i tot eliminar els símptomes ràpidament.
El mal de mar és un fenomen comú a tots els transports i s'anomena Cinetosi, a causa d’un conflicte al cervell entre la percepció visual i l’oïda interna que controla l’equilibri. Al mar, el fenomen s’amplifica per les ones i els moviments de l’embarcació, més importants que els relacionats amb el cotxe, cosa que accentua el balanceig del cos i del cap. La cinetosi provoca nàusees, marejos, salivació excessiva i vòmits. Els nens de 2 a 12 anys i gent gran són generalment més sensibles, i el fenomen es més marcat en embarcacions petites, més subjectes a les onades. El malestar generalment desapareix després de dos o tres dies al mar, excepte en un 5% de persones molt sensibles.
Els remeis contra el mal de mar o mareig
Si és possible, trieu una cabina al centre de l’embarcació, perquè es mou menys en el seu centre de gravetat. Quan un es troba a la part davantera o a la part posterior d'una nau llarga, el moviment cap amunt és molt sensible i predisposa al mal de mar.
Estabilitzeu la vostra postura: segons un estudi de la Universitat de Montpeller, és possible aconseguir no marejar-se molt fàcilment millorant l'estabilitat, per exemple separant una mica els peus. Aconseguir aquesta adaptació pot portar des d'uns quants minuts fins a uns quants dies, les persones que tenen un bon equilibri natural a terra s’acostumen molt més ràpid fins i tot sense haver estat abans mai en un vaixell.
Fixeu la mirada a l’horitzó: quan es mira "lluny", el paisatge “es mou” menys, cosa que millora l’estabilitat del cos. Sobretot no inclini el cap cap endavant per llegir ni mirar el mòbil.
Quedeu-vos a la coberta per gaudir de l’aire fresc.
Menjar lleuger abans de la sortida i durant el viatge, centrant-se en aliments dolços (poma, plàtan, compota ...), pa o galetes. Alguns també recomanen Coca-Cola sense bombolles. Els lactis, en canvi, solen agreujar els símptomes.
Eviteu les olors de gasolina o gasoil, fum de cigarretes, olors de cuina o peix (per als pescadors). Per contra, alguns aconsellen respirar una llesca de llimona o menta.
Mantenir-se actiu: estar enllitat acostuma a agreujar els símptomes. A més, és fonamental pensar en una altra cosa. En un vaixell de vela, intenteu maniobrar la barca i en un vaixell, aprofiteu per passejar per la coberta. A un creuer, d'activitats no en falten!
Prendre medicaments: els tractaments per al mareig son coneguts per tots, no farem publicitat de cap marca, però en cas de dubte podeu consultar al vostre farmacèutic/a, i tenen com a efecte principal adormir, fet que redueix les nàusees.
Porteu una polsera d’acupressió, aquest tipus de polsera exerceix pressió sobre el punt d’acupuntura del canell P6, que es troba a només tres dits de la part del palmell de la mà. Aquestes polseres semblen força efectives, fins i tot pels mariners, tot i que l'efecte és en gran mesura un placebo.
Cobriu-vos: el fred i la fatiga són les primeres causes de nàusees.
