Descoberta abans de 1731 per Jean-Jacques Dortous de Mairan.
M43 és en realitat una part de la Gran Nebulosa d'Orió, M42, que està separada de la nebulosa principal per una impressionant i turbulenta faixa fosca. Va ser reportada inicialment per De Mairan el 1731 com "una brillantor que envolta un estel", i qui va pensar que era "molt similar a l'atmosfera del nostre Sol, si fos prou densa i extensa com per a ser visible amb telescopis a una distància similar". Charles Messier la va incloure en el seu dibuix de la Nebulosa d'Orió, i li va assignar un nombre extra de catàleg, M43, el 4 de març de 1769. Més encara, William Herschel la va incloure en la seva llista amb el nombre H III.1, encara que normalment evitava curosament assignar els seus números als objectes Messier. En el seu article de 1811, Herschel afirma que l'havia observat en data tan primerenca com el 4 de març de 1774, i que l'havia catalogat el 3 de novembre de 1783.
La nebulosa difusa M43 envolta la jove i irregular "nebulosa variable" UN Orionis (HD 37061; atenció: és "N" "U" Orionis, i no "Nu Orionis", és a dir, és la designació de dues lletres per a un estel variable, no la lletra grega) de magnitud 6,5-7,6 i tipus espectral BIV. Sembla ser que M43 és excitada fins brillar a causa d'aquesta estrella, i conté el seu propi i separat petit cúmul d'estrelles que s'ha format en aquesta part de la Nebulosa d'Orió.
Els trets foscos al llarg de la vora oriental són ben visibles en telescopis d'unes 8 polzades i més. La nebulosa en si mateixa és una bella vista encara amb un 4 polzades. Alister Ling, en la seva recent ressenya sobre l'observació amb filtres de la Nebulosa d'Orió (Astronomy, número de desembre de 1995), esmenta la forma de "coma" d'aquesta nebulosa.
La imatge que encapçala la entrada va ser obtinguda per David Malin amb el Telescopi Anglo-Australià de 3,9 metres.
El Sol és una esfera de gas composta principalment per hidrogen. Al nucli, la temperatura és molt alta, 15 milions de graus. Si de mitjana, el Sol és només el doble de dens que l’aigua, el seu nucli és deu vegades més dens que el plom.
En aquestes condicions, el nucli del Sol és un reactor nuclear colossal, en el que el nucli d’hidrogen es fon en una reacció en cadena contínua produint nuclis d’ heli, amb el que es produeix una lleugera pèrdua de massa. Aquesta perdua es converteix en energia: la meitat en forma de llum, l'altra meitat en forma de partícules anomenades neutrins.
El Sol es troba doncs en una activitat perpètua. Allotja al seu cor una reacció termonuclear que allibera llum i un vent solar que després impacta amb el nostre planeta. De vegades és l'escenari de poderoses erupcions, vegeu el següent vídeo.
El 17 d'abril de 2016, una regió activa al costat dret del sol va emetre una flamarada solar de nivell mitjà, captada aquí per l'Observatori de Dinàmica Solar (SDO) de la NASA. Aquesta erupció solar va causar apagades moderades de ràdio, segons el Centre de Predicció del Clima Espacial del NOAA. Els científics estudien les regions actives, que són àrees de magnetisme intens, per comprendre millor per què de vegades esclaten amb tals erupcions. Aquest vídeo va ser capturat en diverses longituds d'ona de llum ultraviolada extrema, un tipus de llum que és invisible als nostres ulls, però que està codificada per colors en imatges SDO per facilitar-ne la seva visualització. Imatge: Goddard Space Flight Center/SDO/Genna Duberstein de la NASA. La música és Collide by Greg Lehrman al catàleg de KillerTracks.
El Sol: una font inesgotable d’energia
Cada segon, la nostra estrella transforma 4 milions de tones de la seva massa en energia radioactiva, que ha de creuar les capes del Sol per arribar a la superfície i convertir-se en llum. Una superfície solar de la mida d'un segell postal té la brillantor de 1.500.000 espelmes.
Aquest procés ha permès que la nostra estrella brilli durant 4.500 milions d’anys i no hem de tenir por que esgotin el seu combustible en un futur proper: les seves reserves l'haurien de permetre brillar durant quatre o cinc mil milions d’anys més.
Erupcions solars. Clic a la imatge per engrandir.
La llum alliberada al centre del Sol triga almenys 100.000 anys a recórrer els 700.000 quilòmetres que el separen de la superfície, perquè la llum interacciona constantment amb les partícules carregades –protons, electrons– de l’interior solar. A partir d’aquí, només triga 8 minuts i 20 segons a arribar a la Terra. En canvi, els neutrins, la propietat característica dels quals és insensible a les forces electromagnètiques, creuen el Sol en poc més de dos segons. Un detector de neutrins solars "veu" directament el cor del Sol i gairebé a l'instant.
La "música del sol", una partitura molt complicada
A més, l’interior del Sol s’agita constantment: les bombolles de gas neixen a 200.000 quilòmetres de profunditat i pugen a la superfície; quan esclaten, és com escoltar la sortida de l'aire pels tubs dels òrgans. La nostra estrella ressona com un instrument musical però en un registre extremadament greu, inaudible a l’oïda humana perquè la seva vibració principal es repeteix només cada cinc minuts. Analitzar la "música del Sol" és com desxifrar una partitura molt complicada amb milions de notes. Per això, hem de vigilar el Sol contínuament. La sismologia solar, que estudia les vibracions del Sol , és una disciplina creixent. Permet conèixer millor l’interior del Sol, mentre que la seva llum ens permet veure només la seva superfície.
Veure més entrades, fins al moment, al blog sobre el Sol, fent un clic aquí.
Accedir l'índex del blog sobre el dossier "10 preguntes essencials sobre l'Univers" fent un clic aquí.
Nebulosa possiblement descoberta el 1610 per Nicholas-Claude Fabri de Peiresc. Trobada independentment per Johann Baptist Cysatus el 1611. Cúmul de Trapezi anomenat com a estrella múltiple per Galileu Galilei el 1617.
Situada a uns 1.600 (o potser 1.500) anys llum, la Nebulosa d'Orió és la nebulosa difusa del cel més visible a ull nu, i digna de ser vista en telescopis de qualsevol grandària, des dels prismàtics més petits fins als més grans observatoris amb base a Terra i el Telescopi Espacial Hubble. En si mateixa la Nebulosa d'Orió és un objecte molt gran, estenent-se per uns 66x60 minuts d'arc, cobrint així quatre vegades l'àrea de la Lluna plena. Això es correspon a un diàmetre lineal d'uns 30 anys llum.
M42 és la porció principal d'un núvol molt més gran de gas i pols que s'estén per més de 10 graus cobrint més de la meitat de la constel·lació d'Orió. L'extensió lineal d'aquest núvol gegantí és de diversos centenars d'anys llum. Pot ser visualitzada amb fotografies d'exposició llarga (vegeu, per exemple, a Burnham) i conté, a més de la nebulosa d'Orió prop del seu centre, els següents objectes, molts d'ells famosos per si mateixos: el Rintxol de Barnard, la regió de la nebulosa Cap de Cavall (que també conté a Orión B o NGC 2024), i la nebulosa de reflexió al voltant de M78. Molt impressionant en les fotografies profundes en llum visible, el Núvol d'Orió és particularment magnífic a la llum infraroja.
També és un dels objectes més brillants del cel profund, ben visible a simple vista, de manera que l'autor d'aquest article es pregunta per què la seva naturalesa ennuvolada no va ser documentada aparentment abans de 1610, quan Nicholas-Claude Fabri de Peiresc (1580- 1637), un advocat francès, va dirigir el seu telescopi a aquesta regió del cel (encara que Ptolomeu, així com més tard Tycho Brahe i Johann Bayer havien catalogat les estrelles més brillants dins d'ella com un sol estel brillant -aquest últim la va catalogar com Theta Orionis- i Galileu havia detectat un nombre d'estrelles poc lluminoses quan va observar aquesta regió amb el seu telescopi abans del 1610). Va ser redescoberta independentment el 1611 per l'astrònom jesuïta Johann Baptist Cysatus (1588-1657) de Lucerna, qui la va comparar amb un cometa que havia observat aquell mateix any. El primer dibuix conegut de la nebulosa d'Orió va ser creat per Giovanni Batista Hodierna. Aparentment, tots aquests descobriments es van perdre per algun temps, de manera que finalment va ser Christian Huygens qui va rebre principalment el crèdit del seu redescobriment el 1656, o per Charles Messier, entre d'altres, que la va agregar al seu catàleg el 4 de març de 1679.
El primer dibuix conegut de la Nebulosa d'Orió, creat per Giovanni Batista Hodierna anterior al 1654 des de Palma di Montechiaro, Sicília (Hodierna 1654).
Les tres estrelles mostrades dins de la nebulosa són probablement Theta1, Theta2 A, i Theta2 B Orionis. Probablement no són les tres estrelles més brillants del Trapezi, com Seriós et.al. (1985) han proposat, en primer lloc perquè les estrelles representades coincideixen millor amb la ubicació de les que figuren a la llista, i en segon lloc perquè els instruments d'Hodierna difícilment podrien haver resolt el Trapezi, que probablement el va veure com una estrella, Theta1.
Com els dibuixos de la Nebulosa d'Orió que coneixia representaven tan pobrament la impressió de Messier, va crear un fi dibuix d'aquest objecte, als efectes "d'ajudar a reconèixer-lo de nou, en la presumpció que aquest objecte no canviï amb el temps (com afirma Messier en la introducció al seu catàleg).
Des de llavors, aquest magnífic objecte continuar influenciant als astrònoms. Va ser la primera observació del cel profund realitzada per William Herschel amb un telescopi reflector de 6 peus construït per ell mateix el 1774. Al 1789, amb algun toc profètic, va descriure les seves observacions realitzades amb el seu telescopi FL de 48 polzades d'obertura i 40 peus, com 'una furiosa boira sense formes, el material caòtic de futurs sols'.
La naturalesa gasosa de la Nebulosa d'Orió va ser revelada el 1865 per William Huggins amb l'ajuda de l'espectroscòpia. El setembre 1880, M42 va ser la primera nebulosa en ser fotografiada amb èxit, per Henry Draper.La nebulosa, en el seu límit nord, està dividida per una cridanera faixa fosca, ben visible en la fotografia que encapçala aquesta entrada. Aquesta imatge va ser obtinguda per David Malin de l'Observatori Anglo-Australià (AAO).
La petita porció nord-est va ser reportada primerament per De Mairan, i va rebre de Charles Messier un nombre extra, M43. En el mateix veïnat, cap al nord, trobem també una nebulosa de reflexió menys lluminosa, que reflecteix parcialment la llum de la Gran Nebulosa. No van resultar prou notables per a Charles Messier, però més tard les va catalogar amb els números NGC 1973.05.07. Aquí tenim una col·lecció de imatges de M42, M43 , i més imatges de M42, M43 i NGC 1973.05.07.
En si mateixa, M42 és aparentment un núvol molt turbulent de gas i pols, plena de detalls interessants, que Charles Robert O'Dell compara amb la rica topografia del Gran Canó a la llegenda de la seva fotografia HST (Hubble Space Telescope = Telescopi Espacial Hubble). Els trets més notables van obtenir noms propis donats per diversos observadors: la nebulosa fosca que forma la faixa que separa M43 de la nebulosa principal s'estén fins ben endins de l'última, formant un tret al que comunament se'l coneix com "la Boca del peix ". Les regions brillants a banda i banda són anomenades "ales", mentre que al final de la Boca del Peix hi ha un cúmul d'estrelles recentment formades, anomenat "cúmul del Trapezi". L'extensió de les ales cap a l'est-sud (a baix a l'esquerra en la nostra imatge) és anomenada "l'Espasa", la nebulositat brillant sota del Trapezi és "l'Estocada" i l'extensió menys lluminosa es diu "la Vela".
Clic per engrandir. Crèdit Wikipedia
El cúmul del Trapezi es compta entre els més joves coneguts de la seva classe, amb noves estrelles que continuen formant-se en aquesta regió. El cúmul va ser inicialment descrit el 1617 per Galileu, i descrit per primera vegada per Christian Huygens en 1656 quan va redescobrir independentment la Nebulosa d'Orió. Sovint, aquestes tres primeres estrelles són etiquetades com "A", "B" i "C". En aquesta època, va ser aparentment la segona estrella múltiple reconeguda (després de Mizar a Ursa Major, que havia estat reconeguda com una estrella doble el 1650). La quarta estrella del Trapezi "D", va ser trobada inicialment per Abbe Jean Picard el 1673 (segons De Mairan), i independentment per Huygens el 1684. La cinquena estrella del cúmul "I", va ser descoberta per Friedrich Georg Wilhelm Struve el 1826 amb un telescopi refractor de 9,5 polzades a Dorpat; la sisena "F", per John Herschel el 13 de febrer de 1830; la setena "G", per Alvan Clark el 1888 quan provava el seu refractor de 36 polzades a l'Observatori Lick, i la vuitena "H", per EE Barnard el 1888 amb el mateix telescopi. Més tard, Barnard va descobrir que "H" era doble, amb components de 16ª magnitud. Avui dia sabem que les estrelles "A" i "B" són les dues binàries eclipsants del tipus Algol: "A" varia entre les magnituds 6,73 i 7,53 amb un període de 65,4325 dies, mentre que "B" varia entre les magnituds 7,95 i 8,52 en 6,4705 dies.
La Nebulosa d'Orió és un dels més gratificants i fàcils objectes per als fotògrafs astronòmics aficionats.
Les últimes dècades d'investigació sobre la Nebulosa d'Orió han revelat que la nebulosa visible, M42, una bombolla de gas lluminós foto-ionitzat i calent, al voltant de les calentes estrelles del Trapezi, és tot just una prima capa sobre la superfície d'un molt més gran núvol de matèria més densa, el núvol Molecular d'Orió (OMC 1 = Orion Molecular Cloud 1). Per casualitat veiem aquesta estructura gairebé de front. La idea per a aquest model prové originalment de Munch (1958) i Wurm (1961), i va ser desenvolupada totalment per diversos autors cap a 1973-1974 (Zuckerman 1973; Balick et.al. 1974), recolzats promptament per l'evidència, i encara segueix sent estudiada en detall, per exemple O'Dell (2001) en una revisió recent, i per referències citades al respecte. El VisLab del Centre de Supercomputació de San Diego (SDSC) ha creat una visualització tridimensional de la Nebulosa d'Orió basada en aquest model.
La Nebulosa d'Orió ha estat, ja des d'èpoques anteriors a la seva restauració, un blanc preferit per al Telescopi Espacial Hubble. Un gran descobriment va ser el dels discos protoplanetaris, els així anomenats "proplyds" (contracció en anglès de disc protoplanetari ionitzat) en les imatges del HST (aquestes imatges van ser utilitzades per a una simulació de l'aproximació a una protoestrella). Unes imatges de novembre de 1995 del Hubble han revelat més detalls sobre el complicat procés que està tenint lloc en aquesta "fàbrica estel·lar". Les investigacions del Hubble de gener de 1997 han mostrat interaccions interessants entre les joves estrelles del cúmul del Trapezi amb els discos protoplanetaris: la seva violenta radiació tendeix a destruir els discos, de manera que les estrelles de poca massa que es formen aquí perden el material necessari per formar sistemes planetaris.
Clic per engrandir. "Proplyds" a Orió. Crèdit Hubble. NASA.
Una excel·lent ressenya de l'astrofísica de la Nebulosa d'Orió va ser proporcionada el 2003 amb la supèrba monografia de Charles Robert O'Dell, (O'Dell 2003) que resumeix el coneixement d'aquests moments, incloent la investigació del HST.
La Nebulosa d'Orió és molt fàcil de trobar, ja que envolta el cúmul de Theta Orionis, vist a simple vista com l'Espasa d'Orió. En condicions força bones, la nebulosa mateixa pot ser albirada a simple vista com una tènue nebulositat al voltant d'aquest estel.
Resulta una mica inusual que la Nebulosa d'Orió hagi trobat el seu camí cap a la llista de Messier juntament amb els cúmuls d'estrelles brillants Praesepe M44 i les Plèiades M45. Normalment, Charles Messier incloïa únicament els objectes més tènues que podien ser fàcilment confosos amb cometes. Però en aquesta nit del 4 de març de 1769, va determinar les posicions d'aquests ben coneguts objectes, (per dir-ho amb les paraules d'Owen Gingerich) "agregant evidentment aquests com el sucre al pastís" per portar la llista fins al número 45, per a la seva primera publicació a les "Memoires de l'Academie" de 1771 (publicades el 1774). Es pot especular la raó d'haver preferit una llista de 45 entrades sobre una de 41; una raó possible és que desitgés superar el catàleg d'objectes australs de Lacaille de 1755, que tenia 42 entrades. Messier va mesurar una posició extra per la més petita porció nord-est, reportada prèviament per De Mairan, la que per tant, té el nombre extra de Messier M43.
* 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.
Per què la nit és negra? Què passarà quan el Sol morirà? Per què diem que som pols d'estrelles? Per què els planetes són rodons? Un forat negre serà capaç de xuclar-nos? Descobreix les respostes de l’astrofísic Jean-Pierre Luminet a 10 preguntes essencials sobre l’Univers.
Clic a la imatge per engrandir
Davant de l’Univers, tots som nens. El màxim divulgador del nostre temps en astrofísica, Jean-Pierre Luminet, ens permetrà conèixer més sobre el Sistema Solar, les estrelles, el Big Bang, la vida a l’Univers, etc...
Inaugurem un dossier de 12 capítols a on anirem responen de mica en mica als dubtes que puguem tenir, o descobrir qüestions que potser no ens hem arribat a plantejar mai.
La comprensió del nostre Univers fascina tant com ens intriga. Si al llarg dels segles els homes han buscat millorar el seu coneixement del nostre planeta, del nostre sistema solar o de la nostra galàxia, encara queden molts mons per explorar. Tot i això, conèixer el món que ens envolta és saber més sobre els nostres orígens. Sol, galàxies, forats negres: aquests objectes astronòmics revelen cada dia una mica més les seves sorpreses.
Jean-Pierre Luminet va aconseguir posar ordre en tots aquests espais intergalàctics i, després de l'exploració, va retornar cent respostes lluminoses. Tot abordant els punts clau, ens introdueix, en aquest fitxer, nocions que fascinen la seva professió. Comencem el viatge, seguiu la guia ...
Qui és en Jean-Pierre Luminet?
"Els descobriments científics, fins i tot aquells que semblen els més avançats i difícils d'entendre, no tenen sentit fora del seu context cultural. Els conceptes i les paraules rellevants de la ciència estan expressats tard o d’hora per expressar-se en conceptes i paraules que tinguin sentit per al públic educat i encaixar en un panorama general del món. Futura-Sciences treballa admirable per a aquesta noble empresa. Fent sentir l’emoció del coneixement considerat fred, Futura-Sciences obre les portes a la sorpresa, la curiositat, la meravella". Jean-Pierre Luminet, Astrofísic, Laboratori d’astrofísica de Marsella.
Nascut el 1951, Jean-Pierre Luminet és director d’investigació del CNRS, astrofísic a l’Observatoire de Marsella i a l’observatori de Paris-Meudon, un especialista de renom mundial pel seu treball sobre cosmologia i gravitació relativista.
Els seus resultats científics més importants concerneixen els forats negres i la cosmologia, especialment els seus famosos models "d'univers arrugat" en què la forma complexa de l'espai genera imatges fantasmes.
La comunitat astronòmica va retre un homenatge al seu treball científic donant el nom de "Luminet" al petit planeta núm. 5523, descobert el 1991 a l'Observatori del Mont Palomar.
Membre de diverses acadèmies i societats erudites, ha guanyat nombrosos premis, entre ells el Premi Internacional Georges Lemaître de 1999 pel seu treball de recerca i el Premi Europeu de Comunicació Científica del 2007.
També és oficial de les Arts i les Lletres. A les seves activitats com a científic de renom, s’hi afegeixen les d’un autor, que a la vegada és poeta, assagista, novel·lista i guionista, en una obra canviant en què es relacionen ciència, història, música i art. Ha publicat una quinzena d’assaigs, set novel·les de ciència ficció i nou col·leccions de poemes, traduïts a una desena d’idiomes, així com CD, DVD i documentals per a televisió.
Apassionat de la relació entre la ciència i l'art, ha col·laborat durant molts anys amb diversos artistes en el disseny d’obres inspirades en descobriments científics i ha presentat les seves obres gràfiques en diverses exposicions internacionals.
Podeu accedir a la seva bibliografia fent un clic aquí
Descobert per Giovanni Batista Hodierna abans de 1654. Potser conegut per Aristòtil sobre el 325 AC.
M41 està a uns 4 graus gairebé al sud de Sírius, l'estrella més brillant del cel. Conté 100 estrelles, incloent diverses gegants vermelles (o taronges), la més brillant és de tipus espectral K3 i magnitud 6,9, i està situada a prop del centre del cúmul. Aquesta estrella és unes 700 vegades més lluminosa que el nostre Sol. Les estrelles estan distribuïdes sobre un volum d'uns 25 o 26 anys llum de diàmetre, i totes s'allunyen de nosaltres a 34 km/seg. Al trobar-se a una distància de 2.300 anys llum, apareixen disperses sobre una àrea de 38 minuts d'arc de diàmetre.
L'edat de M41 va ser estimada en 190 milions d'anys (Sky Catalog 2000) i en 240 milions d'anys ( Equip de Gènova de G. Meynet). L'estrella més calenta s'ha descobert que és de tipus espectral A0. Totes les fonts concorden en tipificar-lo com de Classe Trumpler I,3,r. Aquest eixam estel·lar s'allunya de nosaltres a 34 km/seg.
Helfer, Wallerstein, i Greenstein han investigat les estrelles gegants vermelles de tipus K de M41, i han trobat la seva composició química molt similar a la del nostre sol.
JE Gore esmenta que M41 va ser "possiblement" registrada per Aristòtil sobre el 325 AC; això la faria l'objecte més feble registrat en l'antiguitat clàssica (de Burnham). No obstant això, aquesta identificació és incerta: AA Barnett presumeix que Aristòtil podria haver descrit la Via Làctia prop de l'estrella d CMa.
Hodierna va ser el primer a catalogar abans de 1654, i va ser coneguda generalment després del redescobriment independent per John Flamsteed del 16 de Febrer de 1702, que l'assenyala amb el Nº 965 del seu catàleg: A prop d'aquest estel (12 CMa), hi ha un cúmul. Va ser trobada de nou independentment per Le Gentil en 1749, i aparentment per Charles Messier, que la va afegir al seu catàleg el 16 de Gener de 1765.
La relativament brillant estrella a la part superior dreta (Sud-est) de la nostra imatge és l'estrella de magnitud 6, 12 Canis Majoris. D'acord amb l'Sky Catalog 2000 (Vol. 1), aquesta estrella és una geganta blava de tipus espectral B7 III n, que està a aproximadament a la meitat de distància que el cúmul (1.100 anys llum) així que no és un membre. Aquesta estrella està també baix a l'esquerra a la imatge DSSM.
Archinal i Hynes (2003) destaquen que la distància de M41 és gairebé la mateixa que la d'aquest altre cúmul menys eminent, Collinder 121, que està situat a una separació angular de 4,6 graus: La distància lineal d'aquests dos cúmuls oberts és només d'uns 60 anys llum. Així doncs, els autors especulen que ha d'haver algun tipus de relació física entre ells.
Michael Ferrio informa que hi ha un error d'un minut a la RA en molts catàlegs per M41 (donen AR = 06:47.0 en lloc de 06:46.0, això pot verificar saber quin és amb l'ajuda del Digital Sky Survey). Ferrio ho va descobrir en comprovar la primera edició de Uranometria 2000.0. Mentre que Messier tenia aquesta posició correcta en el seu catàleg original, aquest error apareix en el NGC, i és possible que Dreyer fos l'origen de l'error.
Clic per engrandir. Crèdit de la imatge Google Sky Map
Aquest cúmul és fàcil de trobar, ja que està gairebé exactament al sud de Sírius, a una distància angular de 4 graus.
* 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.
Avui dia de tempestes a la meva ciutat, i veient bombolles de pluja al terra, he pensat que era un bon dia per intentar explicar aquest fenomen natural; el perquè de las bombolles a terra alguns dies de pluja, com avui.
De vegades, al ploure, es formen bombolles en els tolls i llacunes en xocar les gotes de pluja amb la superfície de l'aigua. Segons la tradició popular això vol dir que seguirà plovent o que tornarà a ploure després d'un interval. El fenomen s'explica de la següent manera: La pluja és un producte de la condensació del vapor d'aigua que es troba a l'atmosfera. Quan les gotes són prou grans, ja no poden sostenir-se en l'aire i cauen a terra atretes per la força de la gravetat. En el seu recorregut dissolen les partícules gasoses que van trobant, és a dir, partícules dels gasos que formen l'atmosfera terrestre (nitrogen, oxigen, argó, neó, etc), els quals queden incorporats a les gotes, per dir-ho així. En arribar les gotes de pluja a terra o a un bassal d'aigua, que estan per descomptat a una temperatura més elevada, aquelles s'escalfen i desprenen els gasos que havien dissolt. Això dóna lloc, pel que fa a l'aigua, a aquestes bombolles tan curioses que la gent del camp observen tan sovint. Com més gran és la diferència de temperatura entre les gotes i l'aigua del sòl, més bombolles es produeixen.
Aquest procés obeeix a la anomenada Llei de Le Châtelier, segons la qual la solubilitat dels gasos en líquids és inversament proporcional a la temperatura, és a dir, com més fred és un líquid més quantitat de gas bull. Si en ocasions es produeixen moltes bombolles significa que les gotes que cauen estan molt més fredes que l'aigua dels tolls, per la qual cosa és indici que prosseguirà el procés de condensació en alçada i, per tant, la producció de pluja.
Heus aquí el perquè del nostre refrany: "Aigua de bombolla, tot lo món s'adolla".
Messier 40 (M40) és una de les tres "curiositats", o objectes inusuals, del catàleg d'en Messier. És un estel doble, que també va ser catalogat més tard com Winnecke 4 (WNC 4). El més probable és que sigui una estrella doble òptica, és a dir, una alineació fortuïta de dues estrelles independents a diferents distàncies.
Aquesta tènue estrella doble va ser trobada per Charles Messier quan estava buscant una nebulosa que va ser, erròniament, reportada per Johann Hevelius, observador del segle 17, en el seu veïnatge. D'acord amb la seva descripció en el seu catàleg, Messier no va veure cap nebulositat associada amb elles. Per tal com Messier havia mesurat la posició d'aquestes estrelles, els va assignar un nombre al seu catàleg.
Aquest fet ens dóna alguns suggeriments sobre com es va compilar aquest catàleg: Messier recollia posicions mentre estava catalogant els cúmuls estel·lars i nebuloses que podrien ser presos per cometes. M40 va ser aparentment l'últim que va registrar mentre estava ocupat en revisar els informes disponibles per a ell el 1764, de "nebuloses" prèviament registrades.
Comparant la descripció de Messier amb el cel, John Malles va observar l'estrella doble Winnecke 4 a la posició correcta (Malles 1966). Havia estat reobservada per Friedrich August Theodor Winnecke a l'Observatori Pulkovo en 1863. Les dues components són de magnituds 9,0 i 9,3, i la seva separació en el cel és aproximadament de 49 segons d'arc (segons Malles / Kreimer). FAT Winnecke el 1863, havia reportat un angle de posició de 88 graus, que semblava haver disminuït a 80 graus cap a 1966, i posteriorment a 77 graus el 1991. Va publicar el seu 'Doppelsternmessungen' (Mesuraments d'Estrelles Dobles), incloent 7 "noves" estrelles dobles (Winnecke 1869), i es refereix a la seva quarta "nova" com a estrella doble com Groombridge 1878.
Aquesta imatge va ser obtinguda per Evered Kreimer el 1966, en la mateixa època en què John Malles la va identificar. Crèdit: SEDS
Per l'època del descobriment d'Winnecke, s'havia determinat la separació angular d'aquestes estrelles com 49,2', aquesta s'ha incrementat gradualment fins 51,7' el 1966, quan es va prendre la fotografia de Kreimer, i posteriorment fins a prop de 52,8' el 1991, com es va mesurar amb el satèl·lit Hipparcos. El Catàleg Índex del Observatori Lick llista l'espectre de la primària com G0, mentre SIMBAD les llista com A = HD 238.107, espectre G0 i B = HD 238.108, espectre F8. Brian Skiff dóna els seus espectres com K0III i G0V ( Skiff 2001 ).
Assumint que la primera és de la seqüència principal, hauria de tenir aproximadament la mateixa lluminositat que el Sol, el que ens permet fer una estimació de la seva distància: ha de ser de l'ordre d'uns 100 parsecs, o 300 anys llum.
Al març de 1998, Mike Feltz va comunicar a l'autor la seva avaluació de les dades obtingudes pel satèl·lit astronomètric de l'ESA Hipparcos per als components de la binària M40 o Winnecke 4. D'acord amb la seva anàlisi, s'ha mesurat la distància del component més brillant en 510 anys llum (corresponent a una paral·laxi de 6,4 mil·lisegons d'arc, i un "mòdul de distància, mM", d'aproximadament 6,0 (aquesta és la diferència entre les magnituds aparent i absoluta). La més tènue té un absurda paral·laxi negativa, el que freqüentment ocorre quan dues estrelles estan molt juntes en les dades del Hipparcos. A aquesta distància, l'estrella més brillant té magnitud visual absoluta de 3,0 prop de quatre vegades més lluminosa que el nostre sol.
L'estrella doble Messier 40 (Winnecke 4), juntament amb PGC 39934, NGC 4290 i NGC 4284. Crèdit: Wikisky
S'ha emprès una recent investigació de la naturalesa de M40 per part de Richard Nugent (2002 ); els seus resultats suporten la hipòtesi d'una estrella doble òptica, és a dir diferents distàncies de les dues estrelles: el moviment propi observat, mesurat com la separació i angle de posició, és consistent amb un franc moviment independent de les dues estrelles, una d'elles creuant entre nosaltres i l'altra. A partir dels tipus espectrals proveïts per Skiff (2001), estima les magnituds absolutes com M_v = +0,88 i +4,0, masses d'1,1 i 1,2 masses solars per als components primari (A) i secundari (B), i així deriva distàncies espectroscòpiques de 1900 +/- 750 i 550 +/- 230 anys llum, respectivament, la gran incertesa és deguda a les inexactituds en les observacions. Això indica que potser el component secundari, B, estigui molt més a prop nostre que el primari més brillant, A. Investigacions addicionals permetran confirmar o rebutjar aquests resultats preliminars. Aquests resultats preliminars van deixar bandess d'error incòmodament grans, de manera que la possibilitat que M40 formés un ampli binari físic es va mantenir. Aquesta suposició es va establir finalment a partir de les dades obtingudes durant la primera descàrrega de dades del satèl·lit astrométric Gaia (Lindegren et.al. 2016): Les dades d'Astrometria combinats de Hipparcos/Gaia han donat paral·laxis de 2,87 +/- 0,24 mil·lisegons per al component A (HD 238.107) i 7,13 +/- 0,24 mil·lisegons per al component B (HD 238.108), corresponents a distàncies de 350 +/- 30 pc (1140 +/- 100 li) i 140 +/- 6 pc (455 +/- 20 anys llum), respectivament (Merrifield et.al. 2016, 2016, disponible en línia).
La doble se situa a 16' NE de l'estrella 70 UMa de magnitud 5,7. Formen un triangle rectangle amb la tènue espiral barrada (tipus SBb), NGC 4290 (magnitud 12,5, diàmetre angular 2,5x1,9 minuts d'arc, allunyant-se a 2.885 km/s el que correspon a uns 125 milions d'anys llum de distància; un dels objectes més tènues que el present autor ha vist amb un 4 polzades -10 cm). Aquests objectes són ben visibles a la imatge del SEDS anterior.
Clic per engrandir. Crèdit de la imatge: Google-Sky Map
Malles i Kreimer assenyalen que, tot i que Messier 40 és sens dubte Winnecke 4, Hevelius ha observat una altra estrella, la doble de 5a magnitud 74 i 75 UMa, a més d'un grau de distància (RA 12:30.0, Dec +58:24 (2000.0)). 74 UMa (HR 4760, HD 108844) és de magnitud visual 5,40, tipus espectral A5e, 75 UMA (HR 4762, HD 108861) de magnitud 6,08v i tipus espectral G8 III-IV. Formen una àmplia estrella doble òptica separades més de 20' i amb diferents moviments propis i velocitats radials. Històricament, s'han donat diverses posicions per a diverses accions que concerneixen M40:
• Hevelius (1660): RA 12:28, Dec +58:44 (1950.0), RA 12:30, Dec +58:27 (2000.0)
• Messier (1764): RA 12:20, Dec +58:22 (1950.0), RA 12:22, Dec +58:05 (2000.0)
• Flammarion (1919): RA 12:22, Dec +57:50 (1950.0), RA 12:24, Dec +57:33 (2000.0)
• Becvar (1964): RA 12:33, Dec +58:30 (1950.0), RA 12:35, Dec +58:13 (2000.0)
Aquestes posicions, a part de la de Messier i potser la d'Hevelius, són erronies o apunten a diferents objectes.
Algunes versions impreses del catàleg de Messier ometen M40 com a objecte "fosc", menyspreant la seva realitat al cel.
Ja s'acaben les vacances per a la majoria, us porto un acudit trobat a les xarxes socials que he trobat en versió castellana, l'he "tunejat" traduint-lo al català, per donar a entendre millor el sentit, espero que us arrenqui al menys un somriure.
El logo del programa Artemis fa el seu debut a l'espai.
Durant una caminada espacial fora de l'Estació Espacial Internacional el 22 d'agost, l'astronauta Nick Hague va estrenar el logo del programa Artemis a l'espai. Hague i el seu company de tripulació Andrew Morgan van instal·lar el segon Adaptador de Acoblament Internacional al complex per permetre que naus espacials comercials de Boeing i SpaceX transportin astronautes a l'estació.
Clic per engrandir. Crèdit: NASA
El treball que s'està duent a terme ara està aplanant el camí per al futur. Anem a la Lluna per quedar-nos-hi, l'any 2024. El programa d'exploració lunar Artemis de la NASA enviarà a la primera dona i a un altre home a la superfície de la Lluna d'aquí a cinc anys, i es prepararà per a l'exploració humana de Mart.
Clic per engrandir. Crèdit: NASA
Clic per engrandir. Crèdit SpaceX
Per a més informació sobre els plans d'exploració de Lluna a Mart de la NASA, feu clic aquí.
La NASA s'ha compromès a aterrar astronautes nord-americans, incloent la primera dona i un home, a la Lluna per a l'any 2024. A través del programa d'exploració lunar Artemis de l'agència, s'utilitzaran noves i innovadores tecnologies i sistemes per a explorar més de la Lluna que mai. Col·laborant amb els seus socis comercials i internacionals per establir missions sostenibles pel 2028. I després farem servir el que aprenguem de i al voltant de la Lluna per donar el següent salt gegant: enviar astronautes a Mart.
Per què anar a la Lluna?
Segons la NASA amb el programa Artemis volen:
Demostrar noves tecnologies, capacitats i enfocaments de negocis necessaris per a l'exploració futura, incloent Mart.
Establir el lideratge nord-americà i una presència estratègica a la Lluna mentre expandim el nostre impacte econòmic global en els Estats Units.
Ampliar les nostres associacions comercials i internacionals.
Inspirar a una nova generació i fomentar les carreres en STEM.
Clic per engrandir. Imatge artística del coet del Sistema de Llançament Espacial i de la càpsula Orió preparats per al llançament. Crèdit: NASA
Com hi arribaran?
El nou i poderós coet de la NASA, el Sistema de Llançament Espacial (SLS, per les sigles en anglès), enviarà astronautes a bord de la nau espacial Orió un quart de milió de milles des de la Terra fins a l'òrbita de la Lluna. Els astronautes atracaran Orió al Gateway, on viuran i treballaran al voltant de la Lluna. La tripulació realitzarà expedicions des del Gateway a la superfície de la Lluna en un nou sistema d'allunatge per humans abans de tornar al seu lloc orbital. La tripulació tornarà a la Terra a bord de l'Orió.
Clic per engrandir. Imatge conceptual del Gateway. Crèdit NASA
Quan hi arribaran?
Abans del retorn humà, enviaran un seguit d'instruments científics i demostracions de tecnologia a la superfície de la Lluna mitjançant lliuraments comercials al nostre satèl·lit.
La NASA enviarà dues missions al voltant de la Lluna per provar els seus sistemes d'exploració de l'espai profund. La NASA està treballant per llançar Artemis 1 el 2020, un vol no tripulat per provar la nau espacial SLS i Orió juntes. Artemis 2, el primer vol de SLS i Orió amb tripulació, serà llançat el 2022. La NASA aterrarà astronautes a la Lluna el 2024 en la missió Artemis 3 i aproximadament un cop l'any a partir de llavors.
Què hi faran allà?
Mentre que Mart continua sent per la NASA l'objectiu a l'horitzó, han posat les seves mires primer a explorar tota la superfície de la Lluna amb exploradors humans i robòtics. Enviaran astronautes a nous llocs, començant pel Pol Sud de la Lluna. A la Lluna, tenen previst fer:
Trobar i utilitzar l'aigua i altres recursos crítics necessaris per a l'exploració a llarg termini.
Investigar els misteris de la Lluna i aprendre més sobre el nostre planeta i l'univers.
Aprendre a viure i operar en la superfície d'un altre cos celeste on els astronautes estan a només tres dies de casa.
Demostrar les tecnologies que necessitem abans d'enviar astronautes en missions a Mart, que poden durar fins a tres anys, comptant l'anada i tornada.
Clic per engrandir. Crèdit: NASA
Anar cap endavant a la Lluna serà un moment brillant per a la nostra generació. Aquest moment et pertanyerà a tu, a la generació Artemis!. Esteu preparats?
D'on ve el nom d'Artemis?
D'Artemisa, que era la germana bessona d'Apol·lo i deessa de la Lluna en la mitologia grega. Ara, ella personifica el nostre camí a la Lluna com el nom del programa de la NASA per tornar als astronautes a la superfície de la Lluna l'any 2024, incloent a la primera dona i un altre home. Quan aterrin, els nostres astronautes posaran un peu a on cap humà hi ha estat abans: el Pol Sud de la Lluna.
Anem a la Lluna, a quedar-nos-hi l'any 2024, i així és com ho farem. Un agraïment especial a William Shatner per prestar la seva veu a aquest projecte. Per saber més sobre els plans de Lluna a Mart de la NASA, feu un clic aquí. Crèdit: NASA
