El James Webb descobreix un dens nus còsmic a l'univers primitiu

Els astrònoms que estudien l'univers primitiu han fet un descobriment sorprenent fent servir el telescopi espacial James Webb de la NASA: un cúmul de galàxies massives en procés de formació al voltant d'un quàsar extremadament vermell. El resultat ampliarà la nostra comprensió de com els cúmuls de galàxies de l'univers primitiu es van unir i formar la xarxa còsmica que veiem avui.

Un quàsar, un tipus especial de nucli galàctic actiu (AGN), és una regió compacta amb un forat negre supermassiu al centre d'una galàxia. El gas que cau en un forat negre supermassiu fa que el quàsar sigui prou brillant per eclipsar totes les estrelles de la galàxia.

El quàsar explorat per Webb, anomenat SDSS J165202.64+172852.3, va existir fa 11.500 milions d'anys. És inusualment vermell no només pel color vermell intrínsec, sinó també perquè la llum de la galàxia ha estat desplaçada al vermell per la seva enorme distància. Això va fer que Webb, amb una sensibilitat sense precedents a les longituds d'ona infraroges, fos perfectament adequat per examinar la galàxia en detall.

Clic per engrandir. A l'esquerra, el quàsar SDSS J165202.64+172852.3 es destaca en una imatge del telescopi espacial Hubble presa en llum visible i infraroja propera. Les imatges de la dreta i de baix presenten noves observacions del telescopi espacial James Webb a múltiples longituds d'ona. Mostren la distribució i el moviment del gas dins un cúmul de galàxies recentment observat al voltant del quàsar central. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, D. Wylezalek (Heidelberg Univ.), A. Vayner i N. Zakamska (Johns Hopkins Univ.) i el Q-3D Team.

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

Aquest quàsar és un dels nuclis galàctics més potents coneguts que han estat vistos a una distància tan extrema. Els astrònoms havien especulat que l'emissió extrema del quàsar podria causar un "vent galàctic", empenyent el gas lliure fora de la seva galàxia amfitriona i possiblement influint allà en gran mesura en la futura formació d'estrelles.

Per investigar el moviment del gas, la pols i el material estel·lar de la galàxia, l'equip va utilitzar l'espectrògraf d'infraroig proper (NIRSpec) del telescopi. Aquest potent instrument utilitza una tècnica anomenada espectroscòpia per observar el moviment dels diversos fluxos i vents que envolten el quàsar. El NIRSpec pot recopilar espectres simultàniament a tot el camp de visió del telescopi, en lloc de només en un punt alhora, cosa que permet a Webb examinar simultàniament el quàsar, la seva galàxia i els voltants més amplis.

Estudis anteriors realitzats pel telescopi espacial Hubble de la NASA i altres observatoris van cridar l'atenció sobre els potents fluxos de sortida del quàsar, i els astrònoms havien especulat que la seva galàxia amfitriona es podria estar fusionant amb alguna companya invisible. Però l'equip no esperava que les dades del NIRSpec de Webb indiquessin clarament que no es tractava d'una sola galàxia, sinó almenys tres més que s'arremolinaven al seu voltant. Gràcies als espectres d'una àmplia zona, es van poder cartografiar els moviments de tot aquest material circumdant, cosa que va permetre concloure que el quàsar vermell formava part, de fet, d'un dens nus de formació de galàxies.

"Es coneixen pocs protocúmuls de galàxies en aquesta època tan primerenca. És difícil trobar-los i molt pocs han tingut temps de formar-se des del Big Bang", explica l'astrònoma Dominika Wylezalek, de la Universitat de Heidelberg (Alemanya), que ha dirigit l'estudi amb el Webb. "Això ens podria ajudar a entendre com evolucionen les galàxies en entorns densos. És un resultat apassionant".

Fent servir les observacions de NIRSpec, l'equip va poder confirmar tres companys galàctics d'aquest quàsar i mostrar com estan connectats. Les dades del fitxer del Hubble suggereixen que hi pot haver fins i tot més. Les imatges de la Càmera de Camp Ampli 3 del Hubble havien mostrat material estès que envoltava el quàsar i la seva galàxia, cosa que en va motivar la selecció per a aquest estudi sobre el flux de sortida i els efectes en la seva galàxia amfitriona. Ara, l'equip sospita que podrien haver estat observant el nucli de tot un cúmul de galàxies, només revelat ara per les imatges nítides del Webb.

Aquesta animació mostra la trajectòria de la llum a través de l'espectrògraf d'infraroig proper (NIRSpec) del telescopi espacial James Webb.

"La nostra primera ullada a les dades va revelar ràpidament signes clars d'interaccions importants entre les galàxies veïnes", va compartir el membre de l'equip Andrey Vayner, de la Universitat Johns Hopkins a Baltimore, Maryland. "La sensibilitat de l'instrument NIRSpec es va fer palesa immediatament, i em va quedar clar que estem en una nova era de l'espectroscòpia infraroja".

Les tres galàxies confirmades orbiten entre si a velocitats increïblement altes, cosa que indica que hi ha una gran quantitat de massa. Quan es combinen amb la densitat de la regió que envolta aquest quàsar, l'equip creu que es tracta d'una de les zones de formació de galàxies més denses que es coneixen a l'univers primitiu. "Fins i tot un nus dens de matèria fosca no és suficient per explicar-ho", diu Wylezalek. "Creiem que podríem estar veient una regió on dos halos massius de matèria fosca s'estan fusionant". La matèria fosca és un component invisible de l'univers que manté unides les galàxies i els cúmuls de galàxies, i es creu que forma un halo que s'estén més enllà de les estrelles d'aquestes estructures.

L'estudi realitzat per l'equip de Wylezalek forma part de les investigacions del Webb sobre l'univers primitiu. Amb la seva capacitat sense precedents de mirar enrere en el temps, el telescopi ja s'està fent servir per investigar com es van formar i evolucionar les primeres galàxies, i com es van formar els forats negres i van influir en l'estructura de l'univers. L'equip està planejant observacions de seguiment d'aquest inesperat protocúmul de galàxies, i espera utilitzar-lo per comprendre com es formen els cúmuls de galàxies densos i caòtics com aquest, i com es veu afectat pel forat negre supermassiu actiu que hi ha al cor.

Aquests resultats es publicaran a The Astrophysical Journal Letters. Aquesta investigació es va completar com a part del programa de Ciència d'Alliberament Primerenc #1335 de Webb.

El telescopi espacial James Webb és el principal observatori científic espacial del món. Webb resoldrà els misteris del nostre sistema solar, mirarà més enllà, cap a mons llunyans al voltant d'altres estrelles, i explorarà les misterioses estructures i orígens del nostre univers i el nostre lloc. Webb és un programa internacional dirigit per la NASA amb els seus socis, ESA (Agència Espacial Europea) i CSA (Agència Espacial Canadenca).

Ho he vist aquí.

Dossier Via Làctia: 5 El forat negre al cor de la Via Làctia

La Via Làctia, un magnífic camí d'estrelles al cel nocturn, encara guarda molts secrets. La matèria fosca i l'energia, els forats negres supermassius són temes fascinants per entendre millor la nostra galàxia.

Cada galàxia comporta en el seu centre un forat negre supermassiu, d'una massa compresa entre un milió i mil milions de masses solars. La massa del forat negre és proporcional a la massa del bulb o component de l'esferoide d'estrelles; per això les galàxies el·líptiques tenen els forats negres més massius. La Via Làctia és una galàxia espiral. El seu forat negre és relativament lleuger.

Clic per engrandir. Imatge simulada d'un forat negre estel·lar. Crèdit: Alain R, CC by-sa 2.5

Els bulbs són components estel·lars que tracen l'acumulació de massa adquirida en les fusions de galàxies, o bé l'acreció de galàxies satèl·lits engolides en el passat, esdeveniments que van acompanyats de l'alimentació del forat negre central, a on la massa creix en conseqüència. Així és com podem explicar aquesta relació de proporcionalitat.

Clic per engrandir. Gràfic que mostra la relació entre la massa del forat negre central i la massa del bulb (o esferoide estel·lar) de les galàxies. Aproximadament, la massa del forat negre és el 0,3% de la massa del bulb. Crèdit: K. Cordes, S. Brown (STScI)

Sagitari A*, el forat negre lluminós de la Via Làctia

La nostra galàxia no té un bulb massiu, i per això el seu forat negre és relativament lleuger: quatre milions de masses solars. D'altra banda, està molt a prop nostre (a 24.000 anys llum) i coneixem les seves propietats amb més precisió.

L'infraroig proper, lliure d'enfosquiment per la pols, permet observar les estrelles que orbiten el forat negre central, coincidint amb una feble font de ràdio, Sagitari A*. Aquests estels es mouen a velocitats extremes, de l'ordre de 1.000 km/s, i orbiten a distàncies de l'ordre de deu dies llum del forat negre. El seu període de rotació és de l'ordre de deu anys i és possible mesurar-ne el moviment propi. A aquestes distàncies, el forat negre domina el potencial gravitatori i les òrbites són exactament keplerianes. Tot seguit es mostren algunes d'aquestes òrbites.

Clic per engrandir. En aquest extracte d'una animació preparada pel Grup del Centre Galàctic de la Universitat de Califòrnia a Los Angeles, s'acoblen les posicions de diverses estrelles observades en diferents moments entre el 1995 i el 2010 per reconstruir les seves òrbites. La barra d'escala de l'esquerra és de 0,1 segons d'arc. Crèdit: Andrea Ghez

Les òrbites de les estrelles no es veuen pertorbades pel forat negre, perquè encara estan lluny de l'horitzó. Aquest és el radi de no retorn, el radi a partir del qual la velocitat d'escapament és més gran que la velocitat de la llum. Dins de l'horitzó no pot sortir res, i el forat és realment negre. L'horitzó del forat negre de la Via Làctia és una dècima part de la distància Terra-Sol. El període de rotació a aquesta distància és de l'ordre de sis minuts.

Les observacions de Sagitari A* es van revelar clarament en fonts brillant en raigs X variant en períodes de deu minuts. Sens dubte, aquests fenòmens són emesos per gas girant en una de les últimes òrbites visibles al voltant del forat negre. L'examen de tots aquests fenòmens permetrà estudiar més de prop els camps de gravetat intensos a les proximitats dels forats negres, i per entendre millor la pròpia gravetat.

Clic per engrandir. La galàxia el·líptica NGC 5128, que també és una potent font de ràdio: Centaurus A. En blanc hi ha la galàxia òptica (les estrelles, vistes amb un telescopi d'ESO), i l'enfosquiment a causa de la pols en negre; en taronja, emissió de pols en ones submilimètriques (telescopi Apex, Atacama Pathfinder Experiment ), en blau emissió de raigs X (satèl·lit Chandra). Crèdit: Chandra, NASA

Un forat negre central no actiu

Curiosament, aquest forat negre central no està actiu. Tanmateix, està envoltat de gas molecular que algun dia podria caure-hi i irradiar intensament. El fenomen de nucli actiu de la galàxia és el més brillant de l'univers. Aquesta radiació poderosa s'anomena "quàsar“: el nucli actiu pot ser 1.000 vegades més brillant que tota la galàxia.

Els quàsars han estat durant molt de temps els objectes més llunyans detectats a l'univers. Quan està actiu, fenòmens de retroacció expulsen la matèria lluny del forat negre i, per tant, moderar-ne el creixement. De vegades veiem dolls de plasma movent-se a velocitat relativista, perpendicular al disc d'acreció. Aquests dolls poden transportar gas i pols molt lluny de la galàxia, com en el cas del Centaurus A.

Veure:

Anterior: 4 La Via Làctia i la matèria fosca
Següent: 6 La interacció entre galàxies

Ho he vist aquí.

Submergiu-vos als vòrtexs de gas de Júpiter en 3D

Clic per engrandir. Els investigadors han utilitzat les dades retornades de la missió Juno per crear una animació en 3D dels núvols a l'atmosfera de Júpiter. Crèdit: NASA, JPL-Caltech, SwRI, MSSS, Gerald Eichstädt

 

Els núvols de Júpiter en 3D, gràcies a les dades recollides per la JunoCam a bord de la missió Juno, que sobrevola Júpiter des del 2016, els investigadors tenen accés a imatges de la mateixa formació de núvols des de diferents angles. Suficient per construir un model d'elevació 3D dels cims dels núvols del planeta gegant. Crèdit: Europlanet

Són legions les imatges de les tempestes que agiten l'atmosfera de Júpiter. Però els que ens ofereixen avui els investigadors no són gaire com els altres. Una vista en 3D de núvols amb forma de magdalena glacejada.

Remolins de núvols. Tempestes de dimensions esbojarrades. Els astrònoms ja n'han observat molts a Júpiter. Però la vista de l'atmosfera del planeta més gran del nostre sistema solar que ens ofereix avui Gerald Eichstädt, matemàtic de la Universitat de Würzburg (Alemanya), no té precedents. Una animació en 3D que revela una textura de remolins que sembla el glacejat d'una magdalena!
 
L'animació es va crear utilitzant dades de la JunoCam, un instrument a bord de la missió Juno (NASA) que observa Júpiter en llum visible. La JunoCam va ser dissenyada per oferir al públic imatges del planeta que ens poguessin fer somiar. Però els científics "civils" han cregut en la seva capacitat per retornar també dades d'interès per a la investigació.

Clic per engrandir. Per crear la seva animació en 3D dels núvols a l'atmosfera de Júpiter, els investigadors es van basar en les dades retornades per la missió Juno durant el seu 43è vol a més de 13.500 quilòmetres per sobre dels núvols del planeta gegant. Crèdit: NASA, JPL-Caltech, SwRI, MSSS, Gerald Eichstädt

Entendre millor la composició química dels núvols de Júpiter

La missió Juno està orbitant Júpiter des del 2016. I hauria de continuar recopilant informació crucial sobre el planeta gasós fins al 2025. Crucial perquè ofereix l'oportunitat d'observar Júpiter com cap telescopi des de la Terra. En pocs minuts, per exemple, Juno pot tornar imatges de la mateixa formació de núvols des de diferents angles.

A això s'afegeix el fet que com més alts són els núvols a l'atmosfera del planeta, la il·luminació del Sol és més intensa, els investigadors van poder construir models d'elevació en 3D dels núvols de Júpiter. I gairebé donar vida a les magnífiques tempestes que agiten l'atmosfera. El que potencialment pot ajudar als científics a estudiar el detall de la distribució dels elements al cor d'aquests núvols. Aviat, potser també obtindrem una imatge en 3D de la seva composició química.

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C58

Clic per engrandir. Caldwell 58. Crèdit: NASA, ESA, i T. von Hippel (Embry-Riddle Aeronautical University); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)

Caldwell 58, també conegut com a NGC 2360 o Cúmul de Caroline, va ser descobert per l'astrònoma alemanya Caroline Herschel el 1783 i va rebre el seu nom. Caroline, germana petita del famós astrònom William Herschel, va ser la primera dona a guanyar la prestigiosa Medalla d'Or de la Reial Societat Astronòmica. Va obtenir aquest guardó pel seu treball de verificació de les observacions astronòmiques del seu germà i l'elaboració d'un catàleg de nebuloses per ajudar altres astrònoms.

Caldwell 58 és un cúmul obert, és a dir, un grup d'estrelles poc lligades a la gravetat. Es troba a la constel·lació de Ca Major a uns 3.700 anys llum de la Terra. El cúmul té una magnitud aparent de 7,2 i es pot veure amb uns prismàtics en cels foscos i sense lluna. Caldwell 58 és més fàcil d'observar durant l'hivern de l'hemisferi nord i l'estiu de l'hemisferi sud.

Clic per engrandir. Imatge presa pel Digitized Sky Survey (DSS), la imatge terrestre de Caldwell 58 (NGC 2360) a la part inferior esquerra mostra la ubicació de l'observació de les estrelles del cúmul realitzada per l'Advanced Camera for Surveys (ACS-Càmera avançada de sondejos) del Hubble. ACS utilitza dos xips d'imatge que són a prop però no immediatament al costat de l'altre, deixant un petit buit a la imatge completa. Crèdits: Imatge terrestre: Digitized Sky Survey; imatge del Hubble: NASA, ESA i T. von Hippel (Embry-Riddle Aeronautical University); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)

Els astrònoms van fer servir el Hubble per estudiar les nanes blanques de Caldwell 58 i comprendre millor l'edat de la nostra galàxia. Després que una estrella similar al Sol hagi esgotat el subministrament de combustible nuclear i expulsat les capes exteriors de gas, el que queda és el nucli calent de l'estrella: una nana blanca. Aquests objectes es refreden durant milers de milions d'anys i són algunes de les estrelles més antigues de la nostra galàxia. Algunes nanes blanques pulsen regularment mentre es refreden. El temps entre aquestes pulsacions canvia al llarg de la vida de la nana blanca, per la qual cosa el temps entre pulsacions es pot utilitzar per estimar la rapidesa amb què es refreda la nana blanca i per tant, el temps que es refreda. Aquesta informació és útil per als astrònoms perquè significa que les nanes blanques polsants es poden utilitzar com a cronòmetres, o "rellotges", que limiten l'edat de la nostra galàxia. Aquestes observacions de Caldwell 58 es van realitzar amb la Càmera Avançada de Sondejos del Hubble per ajudar els astrònoms a calibrar els cronòmetres de nanes blanques.

C58 al web de la NASA

Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del blog

Els Premis Nobel de Física 2022

La Reial Acadèmia Sueca de les Ciències ha decidit concedir el Premi Nobel de Física 2022 a:

• Alain Aspect. de l'Escola de Postgrau de l'Institut d'Òptica - Universitat de París, Saclay i École Polytechnique, Palaiseau, França
• John F. Clauser de J.F. Clauser & Assoc., Walnut Creek, CA, USA i a
• Anton Zeilinger de l'Universitat de Viena, Àustria

"Pels seus experiments amb fotons entrellaçats, establint la violació de les desigualtats de Bell i sent pioners en la ciència de la informació quàntica"

Alain Aspect, John Clauser i Anton Zeilinger han portat a terme sengles experiments innovadors amb estats quàntics entrellaçats, en què dues partícules es comporten com una sola unitat fins i tot quan estan separades. Els resultats han obert el camí a una nova tecnologia basada en la informació quàntica.

Clic per engrandir. Els Tres guanyadors del Nobel de Física 2022. 

Els efectes inefables de la mecànica quàntica comencen a trobar aplicacions. Actualment hi ha un ampli camp de recerca que inclou els ordinadors quàntics, les xarxes quàntiques i la comunicació xifrada quàntica segura.

Un factor clau en aquest desenvolupament és com la mecànica quàntica permet que dues o més partícules existeixin en allò que s'anomena un estat entrellaçat. El que passa a una de les partícules d'un parell enllaçat determina el que passa a l'altra partícula, encara que estiguin molt separades.

Durant molt de temps es va plantejar la qüestió de si la correlació era perquè les partícules d'un parell entrellaçat contenien variables ocultes, instruccions que els indiquen quin resultat han de donar en un experiment. Als anys 60, John Stewart Bell va desenvolupar la desigualtat matemàtica que porta el seu nom. Aquesta afirma que si hi ha variables ocultes, la correlació entre els resultats d'un gran nombre de mesuraments mai no superarà un determinat valor. Tot i això, la mecànica quàntica prediu que un determinat tipus d'experiment violarà la desigualtat de Bell, donant lloc a una correlació més forta del que seria possible d'una altra manera.

John Clauser va desenvolupar les idees de John Bell, cosa que va conduir a un experiment pràctic. Quan va realitzar els mesuraments, aquests van recolzar la mecànica quàntica en violar clarament una desigualtat de Bell. Això vol dir que la mecànica quàntica no pot ser substituïda per una teoria que utilitzi variables ocultes.

Després de l'experiment de John Clauser van quedar algunes llacunes. Alain Aspect va desenvolupar el muntatge i el va utilitzar de manera que va tancar una important llacuna. Va poder canviar la configuració dels mesuraments després que un parell entrellaçat hagués sortit de la seva font, de manera que la configuració que existia quan es van emetre no podia afectar el resultat.

Amb eines refinades i una llarga sèrie d'experiments, Anton Zeilinger va començar a utilitzar estats quàntics entrellaçats. Entre altres coses, el grup d'investigació ha demostrat un fenomen anomenat teletransport quàntic, que permet traslladar un estat quàntic d'una partícula a una altra a distància.

Clic per engrandir. Partícules entrellaçades que mai no es van trobar. Crèdit: The Nobel Foundation

"Cada vegada està més clar que està sorgint un nou tipus de tecnologia quàntica. Podem veure que la feina dels guardonats amb els estats entrellaçats és de gran importància, fins i tot més enllà de les qüestions fonamentals sobre la interpretació de la mecànica quàntica", afirma Anders Irbäck, President del Comitè Nobel de Física.

 

 

Ho he vist aquí.

El telescopi James Webb ha fotografiat un anell d'Einstein gairebé perfecte!

Clic per engrandir. L'anell d'Einstein de la galàxia JO418 produït per un estudiant graduat en astronomia a partir de dades del telescopi espacial James-Webb. Crèdit: Spaceguy44, Reddit
 

Les primeres imatges del telescopi espacial James Webb. Descobreix les primeres imatges enviades per la NASA del JWST, el telescopi espacial amb un rendiment Inigualable.

Sabíeu que algunes dades registrades per l'instrument MIRI, sigles de Mid-infrared instrument, l'instrument que observa el cel en l'infraroig al telescopi espacial James Webb (JWST) són accessibles al públic? Un estudiant graduat en astronomia ho sap, Spaceguy44 és el responsable a Reddit, i els va utilitzar per produir una imatge impressionant d'un anell d' Einstein gairebé perfecte.

Clic per engrandir. Aquest anell d'Einstein és troba a 12.000 milions d'anys llum i és absolutament preciós. Colorejat per u/Spaceguy44. El JWST és absolutament una bogeria!.

Recordem que un anell d´Einstein és la imatge formada per la lent gravitacional d´una galàxia llunyana. L'anell d'Einstein en qüestió és la imatge que rebem de la galàxia SPT-S J041839-4751.8 -o JO418 per abreujar-, una galàxia situada a uns 12.000 milions d'anys llum de la Terra. La imatge està distorsionada per la presència a la línia de visió d'una altra galàxia massiva: la llum blava que es veu al centre de l'anell.

Ho he vist aquí.

Una tempesta estel·lar a la guarderia

Clic per engrandir. Imatge de N159. Crèdit: ESA/Hubble i NASA

Aquesta escena ennuvolada i turbulenta adquirida pel telescopi espacial Hubble el 2017 mostra una guarderia estel·lar dins el Gran Núvol de Magalhães. Aquesta guarderia, coneguda com a N159, conté moltes estrelles joves i calentes. Aquests estels emeten una intensa llum ultraviolada, que fa brillar el gas d'hidrogen proper, i vents estel·lars torrencials, que esculpeixen crestes, arcs i filaments del material circumdant. N159 és a més de 160.000 anys llum, just al sud de la nebulosa de la Taràntula.

Al cor d'aquest núvol còsmic hi ha la nebulosa de la Papallona, una regió de nebulositat amb forma de papallona. Aquest objecte petit i dens està classificat com una taca d'alta excitació, i es creu que està estretament relacionat amb les primeres etapes de la formació d'estrelles massives.

 

Ho he vist aquí.

Dossier Conèixer els neutrins: 3 Els neutrins solars

El neutrí es va postular l'any 1930 per resoldre un problema important de la física: la conservació de l'energia. La seva existència experimental no es va demostrar fins un quart de segle després. Des de llavors, el neutrí ha ocupat l'escenari amb els seus nombrosos enigmes, però la detecció i, per tant, la verificació de les prediccions, és especialment difícil. Això requereix detectors molt massius. El problema definitiu resolt és el de la massa dels neutrins: tenen massa o no? Veiem com va arribar la resposta.

L'experiència primer va confirmar el que els físics reclamaven des de fa més de trenta anys, el dèficit dels neutrins solars. El Sol ens envia un flux de 60.000 milions de neutrins cada segon a cada centímetre quadrat de la superfície de la Terra.

Clic per engrandir. Els neutrins solars es detecten mitjançant detectors grans com el Super-Kamiokande. Crèdit: NASA Goddard Space Flight Center , CC by 2.0

Del Sol a la Terra: el misteri del flux de neutrins

Aquests neutrins són de tipus electrònic quan es creen al centre del Sol. Tanmateix, tres experiments anteriors havien mesurat un flux clarament inferior al càlcul; entre la meitat i les dues terceres parts dels neutrins que s'esperava que arribin a la Terra semblaven haver desaparegut. S'havia proposat una hipòtesi teòrica per explicar l'anomalia entre el flux esperat de neutrins solars i les mesures deficitàries: els neutrins oscil·len, és a dir, poden canviar de tipus espontàniament durant la seva propagació.

Clic per engrandir. Interaccions de neutrins solars al Super-Kamiokande: el pic de la distribució reconstrueix en temps real la direcció del Sol en el moment de la detecció. Crèdit: François Vannucci

En aquest escenari, un neutrí electrònic produït al nucli del Sol esdevé de tipus muònic o tauic durant el seu recorregut entre el seu punt de producció i el punt de detecció situat a la Terra. Només era una hipòtesi, però semblava atractiu perquè només passava per als neutrins que tenien una massa zero.En aquest escenari, un neutrí electrònic produït al nucli del Sol esdevé de tipus muònic o tauic durant el seu recorregut entre el seu punt de producció i el punt de detecció situat a la Terra. Només era una hipòtesi, però semblava atractiu perquè només passava per als neutrins que tenien una massa zero. 

Però el sentit comú volia que els neutrins tinguessin massa, igual que les altres partícules de matèria. Ja en els primers temps del descobriment del neutrí, introduït el 1930 per explicar l'espectre de desintegracions β, les estimacions situen la seva massa en menys d'1/1.000 de la de l'electró.

Si hi havia una massa de neutrins, devia ser molt petita i el fenomen de les oscil·lacions, que només existeix entre neutrins massius, era perfectament adequat per donar un mètode molt precís capaç de mesurar-los. El fenomen de les oscil·lacions és una posada en escena pràctica de les relacions d'incertesa de Heisenberg en mecànica quàntica. Un canvi espontani entre dos neutrins de diferents masses implica necessàriament una violació d'energia. Aquesta infracció està permesa, sempre que només duri per un temps limitat.

Super-Kamiokande i l'oscil·lació dels neutrins

Aquest temps característic, que depèn de la diferència de les masses al quadrat, es tradueix en una longitud de l'oscil·lació. Gràcies a les seves estadístiques molt augmentades, es van acumular més de 10.000 interaccions de neutrins solars en pocs anys d'observació, Super Kamiokande va poder confirmar el dèficit i refinar els detalls de l'oscil·lació avaluant amb més precisió les masses. Super-Kamiokande, com amb experiments anteriors, només era sensible als neutrins solars de tipus electrònic.

Per tant, només podria testimoniar una desaparició de neutrins a causa de l'oscil·lació. L'índex complementari i definitiu de la realitat de les oscil·lacions consisteix a mesurar l'aparició de neutrins d'un nou tipus, absents en el flux original. Per als neutrins solars, això es va aconseguir l'any 2002, mitjançant un experiment canadenc anomenat SNO (Sudbury Neutrino Observatory), gràcies a l'ús d'un objectiu compost per una quilotona d'aigua pesant, i ja no d'aigua normal. SNO va poder confirmar definitivament el fenomen d'oscil·lació demostrant no només el flux disminuït de neutrins electrònics, sinó també mesurant el flux de neutrins dels altres dos tipus procedents del Sol.

Aquest resultat de l'astrofísica, que demostrava directament l'oscil·lació dels neutrins, va ser corroborat poc després per un experiment japonès. Aquest experiment va estudiar els neutrins procedents de reactors nuclears situats a gran distància, a una mitjana de 180 quilòmetres del detector. A més, va afinar els paràmetres de l'oscil·lació. El fenomen es va provar ara amb una font de neutrins artificial.

Veure:

- Capítol anterior: 2 El fenomen de les oscil·lacions dels neutrins
- Capítol següent: 4 Els neutrins atmosfèrics

Ho he vist aquí.

El Hubble estudia una espiral espectacular

Clic per engrandir. Imatge de la galàxia NGC 1961. Crèdit de la imatge: NASA, ESA, J. Dalcanton (University of Washington), R. Foley (University of California - Santa Cruz); Processament de la imatge: G. Kober (NASA Goddard/Catholic University of America)

 

La galàxia NGC 1961 desplega els seus magnífics braços espirals en aquesta imatge acabada de publicar pel telescopi espacial Hubble de la NASA. Regions blaves i brillants d'estrelles joves esquitxen els polsegosos braços espirals que envolten el brillant centre de la galàxia.

NGC 1961 és una espiral intermèdia i un tipus de galàxia AGN, o nucli galàctic actiu. Les espirals intermèdies es troben entre les galàxies espirals "barrades" i les "no barrades", cosa que significa que no tenen una barra d'estrelles ben definida als seus centres. Les galàxies AGN tenen centres molt brillants que sovint eclipsen la resta de galàxia en certes longituds d'ona de llum. És probable que aquestes galàxies tinguin forats negres supermassius als seus nuclis que produeixen raigs i vents brillants que determinen la seva evolució. NGC 1961 és un tipus força comú d'AGN que emet partícules carregades de baixa energia.

Les dades utilitzades per crear aquesta imatge procedeixen de dues propostes. Una estudiava galàxies Arp no observades anteriorment, mentre que l'altra examinava els progenitors i les explosions d'una varietat de supernoves.

Situada a uns 180 milions d'anys llum, NGC 1961 es troba a la constel·lació de la Girafa.

Aquesta imatge va ser considerada per la NASA el 14 de setembre del 2022 com la seva imatge del dia.

Ho he vist aquí.

Dossier Via Làctia: 4 La Via Làctia i la matèria fosca

La Via Làctia, un magnífic camí d'estrelles al cel nocturn, encara guarda molts secrets. La matèria fosca i l'energia, els forats negres supermassius són temes fascinants per entendre millor la nostra galàxia.

Ara estem convençuts que només coneixem una petita part de l'univers. Així galàxies, en particular la Via Làctia, apareixen banyades en un halo de matèria fosca.

Ja l'any 1933, Fritz Zwicky va notar que les galàxies dins dels cúmuls (com els cúmuls de Verge, Coma, etc.) estaven agitats amb gran velocitats, massa elevades per que la massa visible del cúmul pugui retenir-los per la gravetat. L'astrofísic va concloure l'existència de massa invisible, per tant de matèria fosca.

Clic per engrandir. Centaurus A, una galàxia lenticular. Crèdit: ESO / WFI (Òptic) MPIfR / ESO  / APEX / A.Weiss et al. (Submil·limètric); NASA / CXC / CfA / R.Kraft et al. (Raigs X) , CC per 4.0 

Malgrat això, la massa que faltava es considerava feta de matèria ordinària, d'àtoms que coneixem bé, ja sigui en forma de gas d'hidrogen, o com a objectes condensats, com ara estrelles al final de la vida o nanes marrons, etc.

Galàxies en un halo de matèria fosca

A la dècada de 1970, la mesura exacta de la rotació de les estrelles i del gas dins de les galàxies espirals va evidenciar l'existència de massa mancant dins de les galàxies, que així apareixen banyades en un halo de matèria fosca.

El 1984, Blumenthal i els seus col·laboradors van anar més enllà: per formar galàxies a partir de minúscules fluctuacions primordials, la matèria ordinària no és pas suficient. Cal assumir l'existència de la matèria exòtica, feta de partícules sense col·lisions, que no interaccionen directament ni amb la matèria ordinària ni amb els fotons, però només per la gravetat. Aquests són els fonaments del model estàndard de matèria fosca freda o CDM (cold dark matter).

Clic per engrandir. Corba de rotació en una típica galàxia espiral, aquí la Via Làctia. La velocitat de la matèria V (en km/s) es representa en funció de la distància al centre R (en kpc, el parsec equival a uns tres anys llum). Els punts de mesura són els símbols de les estrelles. La massa del bulb (B) i la del disc (D) poden explicar la corba de rotació, en línies fines contínues. Però es necessita l'halo de matèria fosca (H) per reproduir la línia gruixuda contínua, que és coherent amb les observacions. S'indica la posició del Sol a 8 kpc. Crèdit: Françoise Combes 

Avui, després de diversos satèl·lits (Cobe, WMap, Planck) que han estudiat amb detall les fluctuacions i anisotropies del fons còsmic de microones, sabem que el model del Big Bang, on l'univers en expansió era molt calent i dens, fa 13.800 milions d'anys, es confirma amb una precisió molt alta. Totes aquestes observacions, amb els mapes de lents gravitacionals (a on els raigs de llum de les galàxies de fons són desviats per la matèria fosca de primer pla), així com l'estudi de supernoves tipus Ia, que demostren ser uns excel·lents calibradors de distància (anomenades "espelmes estàndard"), convergeixen en un model de l'univers, anomenat "concordança".

L'univers és un 25% de matèria fosca

La curvatura de l'univers és zero, l'espai és "pla", segons la nostra intuïció: la llum es propaga en línia recta, i la suma dels angles d'un triangle és efectivament de 180 graus, com s'ensenya a l'escola. D'altra banda, els continguts de l'univers són més confusos:

   - 5% matèria ordinària;
   - 25% de matèria fosca exòtica;
   - 70% d'energia fosca.

El sector fosc, completament desconegut, correspon, doncs, al 95% del total, a més no hem identificat tota la matèria ordinària, de la qual només és visible una desena part. No sabem si l'energia fosca és realment un cinquè element (quintaessencia) o només una constant de la llei de gravitació (“constant cosmològica”), coherent amb totes les observacions fins ara.

Clic per engrandir. Esquema que mostra la distribució de la matèria continguda a l'univers. La majoria ens és desconeguda. Crèdit: Françoise Combes. Infografia en català: Sci-Bit 

Composició de la matèria fosca

De què està feta la matèria fosca? Fins fa poc, el millor candidat per constituir-lo era el neutralí, la partícula massiva més estable de la família de les partícules supersimètriques, que interaccionava molt feblement amb la matèria ordinària. Les esperances de confirmar la teoria de supersimetria, que duplica el nombre de partícules elementals, sembla que es marceixen a mesura que es realitzen els experiments del CERN al LHC.

D'altra banda, si el model CDM reprodueix bé les observacions de l'univers primordial i permet formar les estructures, es troba amb seriosos problemes en l'evolució i la dinàmica de les galàxies actuals. Les simulacions de l'univers per ordinador basant-se en el model CDM formen pics de densitat de matèria fosca cap al centre de les galàxies que no s'observen, i mostren milers de galàxies satèl·lit al voltant d'una principal, com la Via Làctia , on no s'observa més que una dotzena d'acompanyants.

Els esforços per resoldre aquests problemes amb la física de la matèria (formació d'estrelles i supernoves, energia de forats negres i nuclis actius al centre de les galàxies, per allunyar la matèria fosca) resulten ineficaços. Tant és així que avui s'estan estudiant altres models, com el de matèria fosca càlida, que es podria formar a partir de neutrins estèrils, amb una massa 1.000 vegades menor que la dels neutralins.

Clic per engrandir. Simulació de la futura xarxa de telescopis SKA (Square Kilometer Array). Crèdit: www.skatelescope.org

També s'estudien altres vies, com la de la gravetat modificada, que fins aleshores no es pensava seriosament. El problema de la massa desapareguda podria ser degut només a l'adopció de les lleis de Newton i d'Einstein per a un domini de baixa gravetat, on encara no s'han verificat. Aquest domini és el de les galàxies, i només l'astrofísica podria posar-nos en el camí. Tanmateix, no és fàcil trobar la llei correcta, que implica camps escalars i vectorials addicionals, i sobretot explicar per què són necessaris a l'univers.

Les perspectives de recerca s'obren per a la propera dècada gràcies als nombrosos experiments que s'estan preparant arreu del món: el satèl·lit europeu Euclid, així com telescopis a terra òptic (LSST, Large Synoptic Survey Telescope) i ràdio (el SKA, Square Kilometer Array), són les principals eines.

Veure:

Anterior: 3 Estructura i components de la galàxia espiral
Següent: 5 El forat negre al cor de la Vía Làctia

Ho he vist aquí.