Jugant a enganyar al cervell

Avui us portem un efecte òptic a on veiem un parell de cercles blancs travessats per línies negres. Observeu el seu moviment; les línies estan totes en blanc i negre, i tots dos cercles romanen immòbils, encara que no ho sembli.

Ho he vist aquí.

 

 

No hi ha res a veure aquí... és a dir, cap planeta.

Els telescopis de la NASA Hubble i James Webb van fer una ullada al disc de runa de 160.000 milions de quilòmetres de diàmetre al voltant de l'estrella Vega, que resulta estar de front des de la perspectiva de la Terra. Els investigadors es van sorprendre en veure que aquest disc és extremadament llis. No hi ha indicis evidents de l'existència de planetes grans, que podríem esperar veure solcant aquest disc com un tractor solcaria la neu.

James Webb va estudiar la resplendor infraroja d'un disc de partícules de la mida de sorra, que s'arremolinen al voltant d'aquesta espurnejant estrella blanc-i-blava, 40 vegades més brillant que el nostre Sol. Mentre que el Hubble (següent imatge) va captar un halo exterior d'aquest disc, amb partícules no més grans que la consistència del fum que reflecteixen la llum de l'estrella. (La taca negra del centre es deu a la manca de dades per saturació).

Clic a la imatge per engrandir. La imatge del Webb del disc és un halo de color taronja, suau i difús. El disc interior és més blanc cap al centre, i hi ha un carril més fosc entre el disc interior i el disc exterior, més ataronjat. El disc també és perfectament circular, amb un cercle negre al centre que bloqueja la llum de l'estrella. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, S. Wolff (Universitat d'Arizona), K. Su (Universitat d'Arizona), A. Gáspar (Universitat d'Arizona)

Clic a la imatge per engrandir. Imatge del disc de Vega obtinguda pel telescopi espacial Hubble. El disc és perfectament circular, i al centre hi ha un punt negre que bloqueja la resplendor brillant de l'estrella. Més a prop del centre, el disc és blanc. Les estries radials s'estenen des del centre, donant un efecte ondulat al disc, com el final del budell d'una salsitxa. La vora exterior del disc circular és blau. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, S. Wolff (Universitat d'Arizona), K. Su (Universitat d'Arizona), A. Gáspar (Universitat d'Arizona)

Ho he vist aquí.

Una supernova que brilla en la foscor

Quan el romanent de supernova SN 1006 va aparèixer per primera vegada al cel l'any 1006 de la nostra era, era molt més brillant que Venus i visible durant el dia durant setmanes. Des d'aquell moment, va ocupar els cors dels astrònoms de tot el món; ha estat estudiada des de terra i des de l'espai moltes vegades.

En aquesta imatge, les dades visibles, de ràdio i de raigs X es combinen per oferir-nos aquesta vista blava (i vermella) de l'embolcall complet del romanent: el camp de runes que es va crear quan una estrella nana blanca va explotar i va enviar material a tota velocitat cap a l'espai.

Clic a la imatge per engrandir. Aquest romanent de supernova sembla una bombolla plena de núvols blaus i vermells de pols i gas, flotant al mig d'un milió d'estrelles. Aquestes estrelles són visibles al voltant de la bombolla i fins i tot poden veure's a través d'ella. Crèdit: NASA, ESA i Z. Levay (STScI).

Els científics creuen que SN 1006 és una supernova de tipus Ia. Aquest tipus de supernova es produeix quan una nana blanca no deixa escapar una altra estrella: o bé extreu massa massa d'una estrella companya i explota, o bé es fusiona amb una altra nana blanca i explota. Comprendre les supernoves de tipus Ia és especialment important perquè els astrònoms utilitzen les observacions d'aquestes explosions en galàxies llunyanes com a fites per marcar l'expansió de l'univers.

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C87

Aquesta imatge combina observacions de la Wide Field Camera 3 (Càmera de Camp Ample 3) del Hubble en llum visible i ultraviolada amb observacions en infraroig de la seva Advanced Camera for Surveys (Càmera Avançada de Sondejos).

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge del cúmul estel·lar globular Caldwell 87 (o NGC 1261) combina observacions realitzades per la Wide Field Camera 3 del Hubble en llum visible i ultraviolada juntament amb observacions infraroges de la seva Advanced Camera for Surveys. Crèdit: NASA, ESA, G. Piotto (Università degli Studi di Padova) i A. Sarajedini (Florida Atlantic University); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)

Aquesta imatge del cúmul globular Caldwell 87 (o NGC 1261) combina observacions realitzades per la Wide Field Camera 3 del Hubble en llum visible i ultraviolada juntament amb observacions en infraroig de la seva Advanced Camera for Surveys. Aquestes observacions van ajudar els astrònoms a seguir el moviment de les estrelles del cúmul i a comprendre millor la seva abundància química.

En el passat, els astrònoms pensaven que totes les estrelles d'un cúmul globular tenien edats i abundàncies químiques similars. Tot i això, estudis recents suggereixen que això podria no ser cert. Sembla que molts cúmuls globulars contenen estrelles amb abundàncies químiques diferents, cosa que suggereix que les estrelles tenen edats diferents. Les observacions de Caldwell 87 realitzades pel Hubble han permès als astrònoms aprofundir en aquesta qüestió.

Descobert el 1826 per l'astrònom escocès James Dunlop, Caldwell 87 es troba a uns 50.000 anys llum de la Terra, a la constel·lació del Rellotge. Té una magnitud aparent de 8,3 i es necessita un telescopi petit per veure'l al cel nocturn. El cúmul s'observa millor a finals de primavera des de l'hemisferi sud (o finals de tardor des de latituds meridionals de l'hemisferi nord).

C87 a la web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del bloc

Via Làctia: per què es diu així la nostra galàxia?

La Via Làctia, "riu de llet nutritiva", porta milers de milions d'estrelles i brilla amb innombrables noms cantats per poetes durant mil·lennis. Aquest és el seu subtítol més comú i alguns altres d'arreu del món.

Clic a la imatge per engrandir. Imatge d'una fascinant Via Làctia. Crèdit: VLT/ESO.

 

Més difícil de veure avui que fa un segle o dos mil·lennis, la Via Làctia ha captivat la imaginació de la humanitat des de temps immemorials. Cal dir que és magnífica i fascinant en una nit fosca, enmig del desert o al cim de muntanyes remotes. Sense contaminació lumínica, que és tan perjudicial tant per als noctàmbuls com per als ocells, els astrònoms, podem admirar en tota la seva esplendor aquest llarg arc blanquinós tapat d'estrelles. I encara millor, a l'estiu quan s'eleva pel cel, de nord a sud passant pel zenit.

"La Via Làctia com una escletxa lluminosa s'eixampla cada nit"

Blaise Cendrars, Starry Nights.

Aquesta "nebulosa mare" és la nostra galàxia, tal com van entendre els astrònoms a l'alba del segle XX. Una immensa comunitat d'estrelles, la majoria concentrades en un disc d'uns 100.000 anys llum de diàmetre. Una galàxia entre centenars de milers de milions a part dels habitants d'un petit planeta blau que gira al voltant d'una estrella ordinària (a uns 26.000 anys llum del centre), anomenada Via Làctia.
 

Clic a la imatge per engrandir. L'origen de la Via Làctia. Pintura de Tintoretto que representa l'escena on Hèrcules és empès enrere per Juno, deixant les gotes de llet que formaran les estrelles de la Via Làctia. Crèdit: Domini públic.

D'on ve el nom Via Làctia?

Un nom que s'ha fet universal i que té les seves arrels en la mitologia grega. Però, per què un camí de llet al cel? És a causa d'Hèracles (Hèrcules als romans), diu la llegenda. El seu pare Zeus (Júpiter) que va tenir una aventura amb la mortal Alcmena volia que el seu fill esdevingués immortal com els altres déus. Per a això, el semidéu havia de beure la llet d'una deessa. A més, per fer això, el déu del llamp va pensar en la seva dona Hera (Juno), però com que ella no sabia res d'aquesta aventura extramatrimonial, havia de ser mentre dormis perquè ella no s'adoni de res. Així, va ser a Hermes a qui va recaure la delicada tasca de portar l'infant als pits de la deessa, un cop arribada la nit. Amb moltes ganes, Hèracles va mamar amb avarícia la llet d'Hera fins al punt de mossegar-la, cosa que de seguida la va despertar. Va ser llavors quan allunyant el nen, un raig de llet divina va esquitxar la volta celeste, deixant aquesta marca ben visible.

Tal és la llegenda de la Via Làctia. Per cert, recordem que el terme “galàxia” té el mateix origen: llet, galaktias en grec (galaxies en llatí). Designa el “cercle lletós”, galaktías kýklos.

 

Finalment, una altra llegenda grega revela que la Via Làctia va ser creada pel carro ardent d'Hèlios que el novell Fetó, fill de Febo, no va poder controlar quan va passar prop de l'escorpí. Aleshores es va produir un incendi que amenaçava d'incendiar l'Univers!

Altres noms per a la Via Làctia

D'una cultura a l'altra, als quatre racons del món, aquest camí cobert d'estrelles és cantat i honrat amb altres noms, altres llegendes. Aquí en teniu uns quants.

Per a la tribu dels navahos, per exemple, és obra del coiot, que precipitadament va escampar tots els còdols estrella que el Gran Esperit li havia confiat a ell i a altres animals. A Estònia, en canvi, és el vel que Lindu ha deixat al cel. Un vel lluent que guia els ocells migratoris de la qual n'era responsable. Aquest és el "camí dels ocells". A l'Extrem Orient, és el riu celeste Tien Ho. Un riu d'argent que separa els dos amants, Tche-Niu, filla de l'emperador celestial, i un pastor que vivia a la Terra. Només es poden trobar al cel un cop l'any, la setena nit de la setena lluna. Un, el "teixidor celestial" està encarnat per l'estrella Vega i l'altre per Altair. Per als indis de Bolívia, la Via Làctia és la serp Nyoko que devora insaciablement totes les estrelles. A l'Índia, també s'associa amb una serp: Nâgavithi. Altres el veuen com el llit del Ganges.

"Tu brilles al cor de la nit i, sensible a tot l'univers, ens colpeges els ulls dels mortals; escampes la teva dolça llum, cada cop que l'aire sense núvols, ens permet mirar lliurement a la volta celeste. Aquesta blancor enlluernadora que et fa notar tan fàcilment, t'ha fet donar el nom de Via Làctia. Ja sigui perquè les gotes de llet, que cauen el pit de Juno, flueixen obliquament entre els astres, i va traçar sobre l'atzur del cel aquesta banda tan notable per la seva blancor; o, segons altres, perquè és el camí que porta a l'habitatge dels Déus i al palau del senyor del tro.»

Georges Bucahanan, L'esfera.

 

Ho he vist aquí.

Supernova del "Vi Negre"

Des del seu descobriment el 1987, aquesta supernova ha fascinat els astrònoms pel seu espectacular espectacle de llums. Situada al Gran Gran Núvol de Magalhães , va ser l'explosió de supernova més propera observada en centenars d'anys i la millor oportunitat fins ara per als astrònoms d'estudiar les fases abans, durant i després de la mort d'una estrella.

Aquesta supernova ha estat estudiada pel Hubble, Observatori de raigs X Chandra de la NASA i ALMA, un potent conjunt de 66 antenes, durant més de 30 anys. Aquí hi ha algunes coses que ens van mostrar, així que més a poc a poc, asseu-te, és nou:

Els estudis del Hubble van revelar que el dens anell de gas al voltant de la supernova (visible al centre de la imatge) té un diàmetre d'aproximadament un any llum i brilla en llum òptica. L'anell existia com a mínim 20.000 anys abans de l'explosió de l'estrella. Un centelleig de llum ultraviolat procedent de l'explosió va energitzar el gas de l'anell, fent-lo brillar durant dècades.

Clic a la imatge per engrandir. Núvols de gas i pols en tons vermells cobreixen la part superior de la imatge i una mica de la inferior. Just al centre hi ha la Supernova 1987a, el romanent d'una estrella que va explotar. El lloc de la supernova està envoltat per un anell rosaci il·luminat. També són visibles dos febles anells exteriors. Estrelles i galàxies brillen per tot arreu, emetent llum vermella i blava. Crèdit: NASA, ESA, R. Kirshner (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics i Gordon and Betty Moore Foundation), i M. Mutchler i R. Avila (STScI).

Les dades del Chandra van mostrar un anell d'emissió de raigs X en expansió que s'havia anat fent cada cop més brillant des del 1993 fins al 2013. L'ona expansiva de l'explosió original ha anat irrompent i escalfant l'anell de gas que envolta la supernova, produint raigs X.

A partir del 2012, els astrònoms van utilitzar ALMA per observar les restes brillants de la supernova, estudiant com el romanent està produint grans quantitats de pols nova. Una part d'aquesta pols arribarà a l'espai interestel·lar i es podria convertir en els components bàsics de futures estrelles i planetes en un altre sistema. Aquestes observacions suggereixen també que la pols de l'univers primitiu probablement es va formar a partir d'explosions de supernoves similars.

Ho he vist aquí.

La NASA i NOAA anuncien que el Sol ha arribat al període de màxim solar

En una teleconferència amb periodistes el dimarts 15 d'octubre del 2024, representants de la NASA, l'Agència Nacional Oceànica i Atmosfèrica (NOAA) i el Panell de Predicció del Cicle Solar van anunciar que el Sol ha aconseguit el seu període de màxim solar.

El cicle solar és el cicle natural del Sol en la transició entre baixa i alta activitat. Aproximadament cada 11 anys, al punt àlgid del cicle solar, els pols magnètics del Sol s'inverteixen -a la Terra seria com si els pols nord i sud s'intercanviessin cada dècada- i el Sol passa de lent a actiu i tempestuós.

Durant la part més activa del cicle, coneguda com a màxim solar, el Sol pot desencadenar immenses explosions de llum, energia i radiació solar, tot això crea les condicions conegudes com a meteorologia espacial. La meteorologia espacial pot afectar els satèl·lits i els astronautes a l'espai, així com els sistemes de comunicacions -com la ràdio i el GPS- i les xarxes elèctriques a la Terra. Quan el Sol és més actiu, els fenòmens meteorològics espacials són més freqüents. L'activitat solar, com la tempesta de maig del 2024, ha provocat un augment de la visibilitat de les aurores i impactes en satèl·lits i infraestructures en els darrers mesos.

Imatges de l'Observatori de Dinàmica Solar de la NASA destaquen l'aspecte del Sol al mínim solar (esquerra, desembre de 2019) davant del màxim solar (dreta, maig de 2024). Aquestes imatges estan a la longitud d'ona 171 de la llum ultraviolada extrema, que revela les regions actives al Sol que són més comuns durant el màxim solar. Crèdit: NASA/SDO

Clic a la imatge per engrandir. Imatges en llum visible de l'Observatori de Dinàmica Solar de la NASA, destaquen l'aspecte del Sol al mínim solar (esquerra, desembre de 2019) davant del màxim solar (dreta, agost de 2024). Durant el mínim solar, el Sol sol estar sense taques. Les taques solars estan associades a l'activitat solar i s'utilitzen per seguir el progrés del cicle solar. Crèdit: NASA/SDO.

Clic a la imatge per engrandir. Nombre de taques solars durant els vint-i-quatre cicles solars anteriors. Els científics utilitzen les taques solars per seguir la evolució del cicle solar; les taques fosques s'associen a l'activitat solar, sovint com a origen d'explosions gegants -com les erupcions solars o les ejeccions de massa coronal (CME)- que poden donar llum, energia i material solar a l'espai. Crèdit: Centre de Predicció Meteorològica Espacial de la NOAA.

Clic a la imatge per engrandir. La previsió del Cicle Solar 25, elaborada pel Panell de Predicció del Cicle Solar 25, copresidit per la NASA i la NOAA. El nombre de taques solars és un indicador de la intensitat del cicle solar: com més gran és el nombre de taques solars, més intens és el cicle. Crèdit: Centre de Predicció Meteorològica Espacial del NOAA.

Clic a la imatge per engrandir. Clic a la imatge per engrandir. El 3 d'octubre del 2024, el Sol va emetre una forta flamarada solar. A partir d'aquesta data, aquesta erupció solar és la més gran del Cicle Solar 25 i està classificada com una erupció X9.0. La classe X denota les flamarades més intenses, mentre que el número proporciona més informació sobre la seva força. L'Observatori de Dinàmica Solar de la NASA va captar imatges d'aquesta erupció solar -com es veu a la llampada brillant del centre- el 3 d'octubre del 2024. La imatge mostra una barreja de llum de 171 Angstrom, i 131 Angstrom, subconjunts de llum ultraviolada extrema. Crèdit: NASA/SDO

L'Observatori de Dinàmica Solar de la NASA va captar aquestes imatges d'erupcions solars, com s'aprecia a les brillants centelleigs de la imatge de l'esquerra (erupció del 8 de maig de 2024) i de la imatge de la dreta (erupció del 7 de maig de 2024). La imatge mostra llum de 131 angstrom, un subconjunt de la llum ultraviolada extrema que ressalta el material extremadament calent de les flamarades i que s'acoloreix de taronja. Crèdit: NASA/SDO.

L'Observatori de Dinàmica Solar de la NASA va captar imatges de dos filaments de plasma llançats des de la Regió Activa 13614 (a dalt a l'esquerra) el 21 de març de 2024. La imatge mostra llum de 304 angstrom, una longitud d'ona utilitzada per mostrar plomalls densos de plasma més freds (filaments i prominències) que es produeixen per sobre de la superfície visible del Sol. Les zones brillants mostren on la densitat del plasma és més gran. Crèdit: NASA/SDO.

El Sol el 29 de novembre de 2020. Aquesta imatge va ser captada per l'Observatori de Dinàmica Solar de la NASA i mostra llum a la longitud d'ona de 171 angstroms. Crèdit: NASA/GSFC/SDO.

Algunes erupcions solars generen ràfegues de partícules energètiques solars. La radiació solar d'alta energia pot afectar els éssers humans i els components electrònics sensibles dels satèl·lits, tal com es mostra en aquesta animació conceptual. Crèdit: Conceptual Image Lab/Krystofer Kim de la NASA.

B-roll animat del llançament i aproximació lunar d'Artemis de la NASA. Les prediccions meteorològiques espacials seran fonamentals per donar suport a les naus espacials i als astronautes al programa Artemis. Crèdit: NASA

Clic a la imatge per engrandir. Aquest gràfic mostra la flota de la Divisió Heliofísica el juliol del 2024. El verd indica les missions en operació, el blau les missions en operació ampliada i el groc les missions futures. Els números entre parèntesis indiquen quantes naus espacials inclou actualment la missió. Crèdit: NASA

Ho he vist aquí.

Dossier: Criptografia. 3 La màscara d'un sol ús o figura de Vernam

Fer que els codis secrets siguin indesxifrables és un vell somni dels professionals de la seguretat. Des de l'Antiguitat, la gent ha inventat sistemes manuals i després mecànics abans de la revolució electrònica. Descobriu en aquest dossier la criptologia i els seus usos, des del xifratge tradicional fins a l'ús d'ordinadors, inclòs el xifratge RSA.

L'any 1915, l'enginyer Gilbert Vernam, llavors encarregat de la seguretat de les telemàquines dins del departament d'investigació i desenvolupament de l'empresa AT&T, va presentar una patent per a un dispositiu de codificació.

L'objectiu d'aquest dispositiu, segons les seves pròpies paraules, era "garantir la seguretat de les transmissions de missatges i, en conseqüència, proporcionar un sistema on es puguin transmetre i rebre missatges de manera clara, o codificar de manera coneguda, però on el senyal els polsos estan tan alterats abans de la seva transmissió a través de la línia que són inintel·ligibles per a qualsevol que els intercepti.

Clic a la imatge per engrandir. Les cintes perforades utilitzades en els primers dies de la informàtica poden contenir molta informació. Crèdit Wtshymanski, Wikimedia Commons, CC by-sa 3.0

Les telemàquines transmeten textos mitjançant una codificació escrita en una cinta perforada. Cada caràcter està codificat per cinc unitats que donaran com a resultat el pas o no del corrent elèctric. La idea de Vernam és combinar la cinta que conté el text pla amb una segona cinta. La regla de combinació és la següent:

0 + 0 = 0
0 + 1 = 1
1 + 0 = 1
1 + 1 = 0

Codificació: el xifrat de Vernam

Aquesta codificació, coneguda avui com a "xifrat de Vernam", té l'avantatge de fer que l'operació de desxifrat sigui idèntica a l'operació de xifratge. Per tant, només cal esperar un tipus d'implementació electromecànica. Utilitzant una cinta idèntica, trobarem el missatge clar.

Clic a la imatge per engrandir. El “sistema Vernam”; la primera tira perforada conté el missatge en text pla. Els senyals es combinen amb els d'una segona cinta perforada que conté caràcters aleatoris. El resultat de la combinació és un senyal xifrat, il·lustrat aquí per una tercera banda. Aquest senyal es transmet pel sistema de telègraf. A la recepció, una cinta perforada idèntica a la cinta aleatòria utilitzada per a la transmissió permet reconstruir el missatge en text sense format a partir del senyal rebut. Crèdit: P. Guillot. Sci-Bit.

El procés de màscara d'un sol ús

El benefici d'aquest invent és clar: el xifratge està integrat a la cadena de transmissió. Els operadors no s'han de preocupar per això. L'única limitació és col·locar la tira de claus correcta a la màquina, idèntica per a l'encriptació i desxifrat.

Molt aviat s'establirà que l'única clau segura és una clau aleatòria, de longitud comparable a la del missatge i que s'utilitza només una vegada (clau d'un sol cop). Per aquest motiu, aquest procés s'anomena "màscara d'un sol ús", la cinta que serveix de màscara s'ha de llençar després del seu ús. Aquesta afirmació de seguretat serà provada per Claude Shannon en un article publicat el 1949, que mostra que si la tira de claus conté una seqüència de caràcters aleatoris i independents, aleshores el sistema de Vernam aconsegueix una seguretat incondicional: sigui quin sigui el mitjà de càlcul que tingui, l'adversari no té millor estratègia que intentar endevinar el missatge en text pla dibuixant-lo a l'atzar i comptar amb la seva sort.

Aquest sistema s'adoptarà ràpidament per a comunicacions amb un nivell de sensibilitat molt alt. L'anomenat "telèfon vermell", establert el 30 d'agost de 1963 entre les presidències nord-americanes i soviètiques arran de la crisi dels míssils cubans, va ser inicialment una telemàquina, xifrada segons aquest procés amb bandes aleatòries portades per la bossa diplomàtica.

Capítol anterior: 2 Xifratge tradicional: quadrícula giratòria, radiograma de victòria i codi Sittler

Capítol següent: 4 Xifrat i càlcul, d'Ibn Dunaynir a Lester Hill

Ho he vist aquí.

Gaudiu del Sol en primer pla

Clic a la imatge per engrandir. Frame del vídeo de més avall. Crèdit: @james.and.chips

Dues prominències gegants, una al costat de l'altra, regnant als llimbs occidentals del Sol, acompanyades d'algunes erupcions de plasma. S'observen protuberàncies i ejeccions de massa coronal (CME). Time lapse de 3 hores - 2TB de dades.

Fotografiat en Monocrom Alfa d'Hidrogen amb un Telescopi Solar Dedicat de 130mm i després acolorit. Crèdit: @james.and.chips

Una ejecció de massa coronal o CME (de l'anglès Coronal Mass Ejection) és l'expulsió d'una enorme quantitat de plasma de la corona solar cap a l'espai, a velocitats de centenars de quilòmetres per segon. Estan formades principalment per electrons i protons, a més de quantitats menors d'heli, oxigen i ferro en forma de ions. Quan les partícules ionitzades arriben a la Terra, alguns dies després, sovint provoquen pertorbacions en la magnetosfera terrestre, comprimint-la al seu costat diürn i estenent la seva cua en el costat nocturn. Quan la magnetosfera es reconnecta en el costat nocturn, es generen trilions de watts de potència, que són dirigits cap a l'atmosfera superior de la Terra. Aquest procés pot provocar aurores particularment intenses. Les ejeccions de la corona solar, així com les fulguracions solars, poder distorsionar les transmissions de ràdio, provocar danys als satèl·lits i a la xarxa de transport d'energia elèctrica. La CME més gran que s'ha mesurat mai va tenir lloc el 1859 i mesurava 100 nanoteslas. 

Ho he vist aquí.

Investigadors del Webb descobreixen una supernova amb lent i confirmen la tensió del Hubble

Una nova H0pe?

Els científics utilitzen el telescopi Webb per mesurar l'expansió de l'Univers, apuntant cap a una supernova SN H0pe amb lent gravitacional. La llum d'aquesta estrella en explosió ha estat desviada i magnificada per un cúmul de galàxies situat entre ella i nosaltres.

La supernova H0pe va ser descoberta quan els científics van veure tres punts de llum en una imatge del Webb d'un cúmul de galàxies que no eren presents a les dades del Hubble. Els punts (envoltats per un cercle al requadre) són un tipus especial de supernova de lluminositat coneguda. Cada “punt” mostra la supernova en un moment diferent. Imagini's que està assegut davant d'un tocador amb un mirall tríptic on es veuen tres persones. Afegiu un retard temporal, de manera que al mirall de la dreta estigui aixecant una pinta, al de l'esquerra s'estigui pentinant i al del mig estigui deixant la pinta. Disposar d'imatges "tríptiques" d'aquesta supernova permet als científics utilitzar els retards temporals, la distància i les propietats de lent gravitatòria per calcular un valor de la constant de Hubble: la velocitat a què s'expandeix l'univers.

El valor de la constant de Hubble obtingut amb aquest mètode coincideix amb altres mesuraments realitzats a l'univers local. Més observacions de la Supernova H0pe, una de les més distants de la classe, ajudaran a comprendre millor aquest paràmetre fonamental de l'univers.

Aquest treball científic està en curs i encara no ha estat feta la revisió per experts (o parells).

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge està disposada en dos marcs iguals, esquerra i dret. Tots dos estan situats sobre un fons negre ple de lluminoses galàxies espirals de diferents mides, que brillen en blanc, groc i taronja. Moltes d'aquestes galàxies estan agrupades o superposades visualment, afegint capes d'escala a la imatge. Al centre del fotograma de l'esquerra, dues galàxies ataronjades brillants i prominents semblen estirades en llargs circells que apunten al nord i al sud i que semblen tenir aproximadament un terç de la mida del fotograma, molt diferents de la forma espiral habitual de les galàxies a l'espai. Aquestes dues galàxies allargades de color taronja són el focus d'aquesta imatge, mentre que moltes galàxies de diferents colors poblen el fons. El requadre de l'esquerra té un requadre que ressalta una de les dues galàxies allargades de color taronja que són el centre de la imatge. Això mostra l'efecte d'augment que un cúmul en primer pla pot tenir sobre l'univers distant més enllà, conegut com a lent gravitacional. La lent, formada per un cúmul de galàxies situat entre la supernova i nosaltres, corba la llum de la supernova en múltiples imatges. Per obtenir les tres imatges, la llum recorre tres trajectòries diferents. Com que cada trajectòria tenia una longitud diferent i la llum viatjava a la mateixa velocitat, en aquesta observació del Webb es van prendre imatges de la supernova en tres moments diferents de la seva explosió. El panell de la dreta amplia el llarg filament taronja, revelant tres punts focals de llum concentrada que s'han marcat amb cercles. Les anàlisis van confirmar que aquests punts corresponien a una estrella en explosió, una amb qualitats poc comunes. En primer lloc, és una supernova de tipus Ia, l'explosió d'una estrella nana blanca. Aquest tipus de supernova sol anomenar-se "vela estàndard", el que significa que la supernova tenia una brillantor intrínsec coneguda. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, B. Frye (University of Arizona), R. Windhorst (Arizona State University), S. Cohen (Arizona State University), J. D'Silva (University of Western Austràlia, Perth ), A. Koekemoer (Space Telescope Science Institute), J. Summers (Arizona State University).

 

 

 Ho he vist aquí.