Quins han estat els 10 articles més llegits del 2025?

Com cada any us oferim un resum dels 10 articles que han estat més llegits durant tot l'any 2025. La nostra secció de Preguntes i Respostes (P/R), és la que ha despertat més interès per als i les nostres lectors/es durant l'any 2025. Per accedir a l'article feu clic damunt del títol. Aprofitem per desitjar-vos a tots vosaltres una Molt Feliç Nova Òrbita aquest 2026! Comencem:

Nº 1

Publicat el 27/08/2019  Per què es fan bombolles al terra quan plou?

L’article descriu per què es formen bombolles a terra o als tolls mentre plou. Observem que en dies de tempestes, quan la pluja cau sobre la superfície d’aigua al sòl, sovint veiem bombolles. Segons la tradició popular, això indica que continuarà plovent, cosa que reflecteix el refrany “Aigua de bombolla, tot lo món s’adolla” com a indici meteorològic. La raó científica és que les gotetes de pluja dissolen gasos de l’aire (com nitrogen i oxigen) mentre cauen. Quan aquestes gotes fredes impacten amb aigua més calenta al terra, els gasos dissolts deixen de ser solubles a causa de l’augment de temperatura, i es desprenen formant bombolles. Aquest procés està relacionat amb la Llei de Le Châtelier, que explica que la solubilitat dels gasos en líquids disminueix quan la temperatura puja. Com més gran és la diferència de temperatura entre les gotes i l’aigua del toll, més bombolles es formen.

En resum, aquestes bombolles no són només curiositats visuals: reflecteixen canvis físics pausats i poden ser un senyal que la pluja continuarà o tornarà a començar.

Nº 2

Publicat el 30/01/2021 Viatjar a Mart: quant de temps es triga a arribar-hi?

A l’article es parla sobre quant de temps triga un viatge de la Terra a Mart i els factors que ho condicionen. Explica que les missions només es llancen cada, més o menys, 26 mesos perquè els dos planetes estiguin en una posició favorable per gastar menys combustible, ja que Mart i la Terra estan en òrbites el·líptiques i en moviment constant. Amb la tecnologia actual, un viatge típic triga aproximadament 260 dies, al voltant de 8,5 mesos), però això depèn de la trajectòria i la potència de la nau. L’article també menciona que si es pogués viatjar a la velocitat de la llum es trigaria de 3 a 22 minuts (segons la distància) i que futures tecnologies podrien reduir molt aquest temps. Finalment, posa exemples de missions històriques que han trigat entre 228 i 333 dies per arribar a Mart.

Nº 3

Publicat el 22/11/2017 Quina és l'estrella més gran de l'univers?

Explorem algunes de les estrelles més grans conegudes comparant-les amb el Sol, que és una estrella de mida modesta. Els astrònoms mesuren les estrelles en funció del seu diàmetre i massa respecte al Sol. Entre els gegants vermells, UY Scuti destaca com una de les més grans, amb un diàmetre aproximadament 1.700 vegades el del Sol, i si es posés al centre del Sistema Solar s’estendria fins a l’òrbita de Saturn. Altres estrelles notables són VY Canis Majoris i Mu Cephei, també enormes però una mica més petites. També es mencionen estrelles molt massives com Eta Carinae i les del cúmul R136, que tot i no ser les més grans en diàmetre són extremadament massives i brillants. L’article fa veure que les estrelles poden diferir molt en grandària i massa, amb alguns exemples espectaculars a la nostra galàxia i més enllà

Comparació de mides a l'Univers observable. Crèdit: @galaxianjourney, YouTube

Nº 4

Publicat el 01/10/2019 Per què veiem la sang blava a les nostres venes?

Aquí abordem per què les venes semblen blaves encara que la sang sigui vermella. La sang és vermella perquè conté hemoglobina als glòbuls vermells, que fixa l’oxigen i li dona aquest color. Però, quan observem venes a través de la pell, la llum que arriba als nostres ulls és principalment llum blava dispersada per la pell i els teixits, cosa que fa que les venes semblin blaves, malgrat que la sang és sempre de tonalitats de vermell. També s’esmenta que en diagrames les venes es dibuixen en blau per distingir-les de les artèries, fet que ha reforçat aquesta percepció errònia. En realitat, la sang en les venes és vermella fosc i la idea de “sang blava” és un error visual i conceptual.

Nº 5

Publicat el 14/04/2024 Com calcular l'edat humana del teu gat?

Aquí t'expliquem com pots convertir l’edat del teu gat a una edat humana equivalent. Tot i que es diu popularment que cada any de gat equival a set anys humans, això no és del tot exacte. Els gats maduren més ràpidament en els primers anys: 1 any gat ˜ 15 anys humans i 2 anys gat ˜ 24 anys humans, i cada any addicional equival aproximadament a 4 anys humans. Per exemple, un gat de 9 anys tindria al voltant de 52 anys humans segons aquesta regla. També es parla de la longevitat mitjana dels gats (entre 13 i 17 anys), de com l’entorn i la raça influeixen en la seva esperança de vida, i de rècords de gats vells com Crème Puff, que va arribar als 38 anys. Aquest mètode és una aproximació que ajuda a entendre millor l’envelliment felí

Nº 6

Publicat el 01/11/2024 Via Làctia: per què es diu així la nostra galàxia?

A l’article s'explica l’origen del nom Via Làctia, que significa literalment camí de llet, i descriu la nostra galàxia com una banda lluminosa blanquinosa de milers de milions d’estrelles visible en nits fosques. El nom prové de la mitologia grega, on la llegenda diu que Hèracles va rebre llet divina de la deessa Hera, i quan ella el va apartar, una esquitxada de llet va formar la franja al cel que ara veiem com a Via Làctia. Aquest terme es va traduir al llatí com Via Làctia i va ser adoptat universalment, i d’aquí deriva també la paraula galàxia. L’article menciona altres llegendes i noms d’arreu del món que representen aquesta banda estrellada com un camí o un riu celestial, reflectint la riquesa cultural de la nostra visió del cel.

Nº 7

Publicat el 28/04/2020 Per què no ens adonem que la Terra està girant?

T'expliquem que no notem la rotació de la Terra perquè aquesta gira de manera uniforme i constant, sense acceleracions o frenades que el nostre cos podria percebre. Encara que a l’equador la velocitat és alta (~1 670 km/h), la sensació de moviment falta perquè estem a moviment constant i només notem canvis d’acceleració. La gravetat i la força centrífuga s’equilibren, així que no sentim que la Terra giri, tot i que experiments com el pèndol de Foucault demostren aquest gir.

 

Nº 8

Publicat el 25/09/2022 Per què surt el Sol sempre per l'est?

Us expliquem que veiem el Sol sortir sempre per l’est perquè la Terra gira sobre si mateixa de oest a est, completant una volta en un dia (~23 h 56 m 4 s). Aquesta rotació fa que el Sol sembli moure’s d’est a oest des del nostre punt de vista. També assenyala que la direcció exacta de sortida canvia segons latitud i estació (surt nord-est a l’estiu i sud-est a l’hivern) a causa de la inclinació de l’eix terrestre.

Nº 9

Publicat el 30/09/2019 Per què els planetes són rodons? 

Descobreix a l’article com és que els planetes són rodons; perquè la gravitació fa que la matèria s’atregui cap al centre de massa, creant una forma esfèrica o gairebé esfèrica que és l’estat d’equilibri d’un cos prou massiu. Quan un cos és petit (com els asteroides), la gravetat no és suficient per vèncer la rigidesa de la roca i la seva forma pot ser irregular. En canvi, els planetes i estrelles, per la seva gran massa, acaben tenint forma arrodonida, encara que no perfectament esfèrica si giren sobre si mateixos.

Nº 10

Publicat el 25/09/2017 Com es mesuren les distàncies a l'univers?

Aquí descrivim com els astrònoms mesuren les enormes distàncies còsmiques, utilitzant diferents mètodes segons l’escala. Per a objectes relativament propers (centenars d’anys llum), s’usa el mètode de paral·laxi, que mesura el desplaçament aparent d’una estrella des de dos punts de l’òrbita terrestre. Per distàncies intermitges es fa servir la relació període-lluminositat de les Cefeides. Per objectes molt llunyans s’analitza el desplaçament cap al vermell de l’espectre degut a l’expansió de l’Univers. Aquestes tècniques formen una escala de mesures còsmiques que permeten saber a quina distància es troben estrelles i galàxies.

També volem aprofitar l'ocasió i compartir amb vosaltres l'origen de les visites a aquest blog el 2025, de més a menys;

 

1 Singapur 44.500 visites
2 Estat Units 8.890
3 Hong Kong 8.540
4 Paisos Baixos 7.360
5 Espanya 4.630
6 Alemanya 3.730
7 Mèxic 3.500
8 Japó 1.840
9 Àustria 1.560
10 França 786 

Per ser un humil blog de divulgació científica en català no està gens malament. Sigueu Feliços!

No te hauries de perdre el que veus brillar tan intensament

 El que veus brillar tan intensament ara mateix no és una estrella, i no te l'hauries de perdre.

Júpiter estarà en el seu punt més proper a la Terra durant el gener de 2026. Crèdit: XD amb ChatGPT 

El 10 de gener, el planeta Júpiter estarà en oposició, és a dir, estarà alineat amb la Terra, oposat al Sol, i per tant serà molt més fàcil de veure al cel nocturn. Aquesta serà la millor oportunitat per veure el gegant gasós.

És un astre força interessant per als aficionats a l'astronomia a principis d'aquest any; Júpiter serà particularment visible durant el mes de gener, sobretot el dia 10. És en aquesta data que el planeta gegant estarà en oposició, amb la Terra just entre ell i el Sol.

En termes pràctics, això vol dir que ens semblarà més a prop, amb una brillantor particularment forta, i això durarà gairebé tot el mes de gener. És important aprofitar-ho, ja que les condicions no tornaran a ser tan bones fins al 2027, un cop passat aquest període.

Més brillant que l'estrella més brillant
 

Observar Júpiter en les millors condicions, és clar que cal identificar una zona sense contaminació lumínica , però no cal buscar un horitzó clar, ja que el gegant gasós serà visible a dalt del cel.

Hauria d'aparèixer al nord-est a primera hora del vespre i sortir gradualment. A mitjanit, arribarà al seu punt més alt per sobre de l'horitzó, i el podreu veure a la constel·lació dels Bessons.

Clic a la imatge per engrandir. Les bandes de núvols i la Gran Taca Vermella també haurien de ser visibles amb un telescopi senzill. Crèdit: NASA, ESA, J. Nichols (Universitat de Leicester).

Fàcilment visible a ull nu, Júpiter serà fàcil de detectar, ja que serà l'objecte més brillant de tot el cel. Només Venus el supera en aquest aspecte, però serà invisible en aquesta època de l'any, cosa que no deixa lloc a dubtes quan el busqueu.

Fins i tot les llunes de Júpiter seran visibles

Dit això, gaudireu encara més de l'espectacle amb uns binoculars o, millor encara, un telescopi, fins i tot d'aficionat. El planeta és tan a prop i tan brillant que fins i tot podreu distingir, en particular, les llunes que l'envolten. Ganimedes, Io, Europa i Cal·listo si les condicions atmosfèriques són bones. Tanmateix, tingueu en compte que els satèl·lits poden no ser visibles segons la seva posició al voltant del planeta. Podeu utilitzar diverses aplicacions per aprendre'n més i predir la seva posició.

Clic a la imatge per engrandir. Fins i tot un telescopi d'aficionat permetrà observacions magnífiques. Crèdit: astrosystem, Adobe Stock

Si teniu un dispositiu de bona qualitat, fins i tot podreu distingir les bandes de núvols a la superfície del planeta, incloent-hi les dues bandes equatorials i la famosa Gran Taca Vermella al sud, o fins i tot més detalls si el vostre telescopi és particularment eficient i el cel és perfectament clar.

Tingueu en compte que si persisteix fins a altes hores de la nit, també podrà tenir l'oportunitat d'observar Saturn durant aquest mes de gener, fins i tot si el planeta anellat serà molt menys brillant que el seu veí.

Ho he vist aquí.

Dossier: Criptografia. 11 Teoria de la complexitat en criptologia

Fer que els codis secrets siguin irrompibles és el somni de tota la vida dels professionals de la seguretat. Des de l'antiguitat, els humans van inventar sistemes manuals i després mecànics abans de la revolució electrònica. Descobreix la criptologia i els seus usos, des del xifratge tradicional fins al xifratge RSA i la informàtica.

La criptografia contemporània es basa en funcions unidireccionals. Aquestes funcions es calculen fàcilment, però és pràcticament impossible, donat un valor, trobar el paràmetre que ha portat a aquest valor. Per exemple, si es trien dos nombres primers grans, és fàcil multiplicar-los. Actualment, però, el producte per si sol no ens permet trobar els factors si aquests es trien perquè siguin prou grans. La multiplicació d'enters és una funció unidireccional. És un cas especial de problemes que no sabem com resoldre però, un cop coneguda la solució, és fàcil de verificar.

Si et repten, per exemple, a factoritzar el nombre 2.027.651.281, probablement tindries moltes dificultats per trobar els factors sense una eina de càlcul potent. D'altra banda, si et digués que aquests factors són 46.061 i 44.021, només necessitaries un minut per verificar que aquesta solució és correcta.

Clic a la imatge per engrandir. Recreació artística de la màquina de Turing (sense la taula de transició). Crèdit: Schadel, DP

La preocupació és que l'existència d'aquests problemes no és certa. Els investigadors encara no han pogut demostrar que la factorització de nombres enters sigui realment un problema difícil. L'única observació que podem fer és que, en l'estat actual dels nostres coneixements, aquest problema està lluny de ser fàcil de resoldre. S'han fet nombrosos i impressionants avenços des que els matemàtics s'hi van interessar per primera vegada. La resolució en només unes dècades, d'una complexitat de la factorització ha passat d'exponencial a subexponencial depenent del nombre de dígits del nombre a factoritzar. El progrés s'aturarà aquí o encara cal esperar més avenços?

La màquina de Turing

Encara es desconeix si és simplement el nostre desconeixement d'algoritmes més eficients el que dificulta la factorització, o si aquesta dificultat rau en la naturalesa mateixa del problema. Les nocions de computabilitat i complexitat computacional van ser modelades per Alan Turing en una màquina abstracta. La màquina de Turing inclou:

- Una unitat central de càlcul que pot estar en un nombre finit d'estats;
- Una cinta il·limitada on inicialment es contenen les dades que s'han de processar i on s'escriuen els resultats; aquestes dades s'expressen mitjançant un alfabet de mida finita;
- Un capçal de lectura-escriptura que pot substituir un caràcter per un altre a la cinta o moure la cinta una posició cap a l'esquerra o cap a la dreta.

Clic a la imatge per engrandir. Diagrama esquemàtic d'una màquina de Turing, que consisteix en una cinta il·limitada que es pot moure a la dreta o a l'esquerra, un capçal de lectura/escriptura i una unitat central de processament que controla les accions. Crèdit: P. Guillot. Infografia en català: Sci-Bit.

El programa d'una màquina d'aquest tipus és una llista d'instruccions, cadascuna de les quals consta de quatre informacions: un estat q, un símbol s, un nou estat r i una acció a del capçal de lectura. Si la màquina es troba en l'estat q i llegeix el símbol s de la cinta, passa a l'estat r i realitza l'acció a, que consisteix a escriure un símbol a la cinta en lloc de s desplaçant la cinta en una direcció o altra.

Es diu que una màquina de Turing és "determinista" si el seu programa consisteix en només una instrucció per a un estat i símbol determinats. Un problema pertany a la classe P (de "polinomi") si existeix una màquina de Turing determinista que el resol executant un nombre d'instruccions delimitades per un polinomi de la mida de les dades. Un problema que no pertany a aquesta classe es considerarà difícil, almenys per a algunes dades.

Si, en canvi, hi ha diverses instruccions possibles corresponents a un estat i símbol determinats, es diu que la màquina és "no determinista". Una màquina no determinista resol el problema si existeix una seqüència d'instruccions que condueix al resultat, en altres paraules, si existeix un oracle que indica a la màquina quina instrucció ha d'executar d'entre diverses opcions possibles. Una màquina no determinista es pot simular amb un nombre il·limitat de màquines deterministes, cadascuna de les quals tria una de les instruccions per executar-la en un estat determinat. Un problema pertany a la classe NP si existeix una màquina de Turing no determinista que el resol en un nombre d'instruccions delimitades per un polinomi de la mida de les dades. Aquests són precisament els problemes que es verifiquen fàcilment, la solució actua com un oracle que indica l'elecció d'instruccions que condueixen al resultat.

Si un problema pertany a la classe P, aleshores també pertany a la classe NP. Un dels principals problemes oberts en la teoria de la complexitat és si la classe NP és estrictament més gran que la classe P o no, una qüestió que es pot resumir de la següent manera: existeix algun problema fàcilment verificable que sigui difícil de resoldre?

Si existeix un problema d'aquest tipus, que encara no s'ha demostrat, la factorització dels enters és un candidat probable.

Ho he vist aquí.

Capritx o meravella? Deixarem que vostè decideixi

El telescopi Webb de la NASA ha observat recentment el núvol molecular Sagitari B2: la regió de formació estel·lar més massiva i activa de la nostra galàxia, situada a només uns centenars d'anys llum del forat negre supermassiu central de la Via Làctia. Els astrònoms volen esbrinar per què aquest núvol és molt més actiu que la resta del centre galàctic. Tot i que Sgr B2 només té el 10% del gas del centre galàctic, produeix el 50% de les estrelles.

Fins i tot amb la sensible capacitat infraroja de Webb, que us permet veure a través dels núvols de pols i gas, hi ha regions tan denses que el nostre telescopi orbital no pot veure a través d'elles. Aquests densos núvols són la matèria primera de les futures estrelles, i un capoll per a aquelles que encara són massa joves per brillar.

Clic a les imatges per engrandir. Les tres primeres diapositives d'aquest carrusel mostren Sgr B2 tal com veu l'instrument d'infraroig mitjà de Webb, que va capturar amb un detall sense precedents la pols còsmica brillant escalfada per estrelles massives molt joves. Observeu que, mentre que la pols i el gas brillen de forma espectacular, totes les estrelles brillants desapareixen de la vista. Per contra, a les longituds d'ona de l'infraroig proper (que es veuen a les tres últimes imatges), són les estrelles de colors les que acaparen tota l'atenció. Els astrònoms intentaran descobrir les masses i les edats d'aquestes estrelles per comprendre millor com es formen en aquesta densa i activa regió del centre galàctic. Crèdits: Imatge: NASA, ESA, CSA, STScI, Adam Ginsburg (Universitat de Florida), Nazar Budaiev (Universitat de Florida), Taehwa Yoo (Universitat de Florida); Processament de la imatge: Alyssa Pagan (STScI)

Clic a les imatges per engrandir. Dues imatges de l'espai, cadascuna dividida en tres diapositives. Les tres primeres diapositives mostren un remolí de núvols vermells i magenta, amb punts brillants de color blau de sis puntes que brillen a través seu. A les tres segones diapositives, es veu la mateixa imatge en tons taronges, però les estrelles són molt més nombroses i omplen la pantalla gairebé del tot. Crèdits: Imatge: NASA, ESA, CSA, STScI, Adam Ginsburg (Universitat de Florida), Nazar Budaiev (Universitat de Florida), Taehwa Yoo (Universitat de Florida); Processament de la imatge: Alyssa Pagan (STScI)

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C100

Amb núvols foscos, una nebulosa d'emissió i cúmuls estel·lars incrustats, Caldwell 100 ofereix una gran quantitat de coses a veure.

Clic a la imatge per engrandir. Caldwell 100. Crèdit: NASA i l'equip Hubble Heritage (STScI/AURA); Agraïment: Bo Reipurth (Universitat de Hawaii)

Caldwell 100 (també anomenat Collinder 249) és una col·lecció dispersa d'estrelles, coneguda com a cúmul obert, incrustada en una gran nebulosa (anomenada IC 2944) a uns 6000 anys llum de la Terra. La brillantor vermellosa del gas hidrogen que envolta el cúmul és típica de les nebuloses d'emissió que es troben a les regions de formació estel·lar massiva. Aquesta imatge del Hubble, presa en llum visible amb la Càmera Planetaria i de Camp Ampli 2, mostra una petita part d'aquesta regió.

La imatge del Hubble se centra en una part especialment interessant del cúmul, on es troben núvols relativament petits i coagulats. Aquestes estructures ombrívoles es denominen glòbuls de Bok, en honor a l'astrònom Bart Bok, que les va estudiar exhaustivament. Els glòbuls són núvols freds de gas, molècules i pols còsmica, i són tan densos que bloquegen tota la llum que hi ha darrere seu. És possible que s'estiguin formant nous estels dins dels glòbuls de Bok mitjançant la contracció de la pols i el gas molecular sota la seva pròpia gravetat. Els núvols foscos que es veuen aquí solen anomenar-se glòbuls de Thackeray, en honor a l'astrònom anglès Andrew David Thackeray, que va ser el primer a observar-los el 1950.

Els astrònoms han obtingut nous coneixements sobre la intricada estructura dels glòbuls de Bok gràcies a aquesta observació del Hubble. Els glòbuls mostren signes de fractures violentes, cosa que demostra que estan sent esquinçats per forces poderoses. Els radioastrònoms van descobrir el feble xiulet de les molècules dins dels glòbuls, cosa que els va donar pistes sobre els processos celestes que s'estan produint al cúmul. Els astrònoms es van adonar que, encara que els glòbuls semblen surar suaument i pacífica en un mar còsmic, en realitat s'agiten entre si a velocitats supersòniques, com si haguessin estat llançats per la borda a un oceà galàctic violentament agitat. Això pot ser degut a la potent radiació ultraviolada expulsada per estrelles lluminoses i massives. Aquestes estrelles escalfen el gas d'aquesta regió, provocant-ne l'expansió i el flux contra els glòbuls, cosa que finalment condueix a la seva destrucció.

Amb una magnitud de 2,9 per a la nebulosa i magnituds de 7 i 8 per a les estrelles més brillants del cúmul, Caldwell 100 s'observa fàcilment amb uns prismàtics grans. Per observar els glòbuls de Bok propers, proveu de fer servir un telescopi equipat amb un filtre de nebulosa. Situat a la constel·lació de Centaure, Caldwell 100 es veu millor durant els mesos de tardor a l'hemisferi sud, però es pot observar a la primavera des de l'hemisferi nord si s'està a prop de l'equador. El cúmul i la nebulosa circumdant van ser descoberts per l'astrònom nord-americà Royal H. Frost des del seu observatori al Perú el 1904.

C100 a la web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del bloc

L'esquena de Saturn

El 19 de juliol de 2013, la nau espacial Cassini va tenir l'oportunitat única de mostrar-nos Saturn, set de les llunes, els anells interns i, al fons, el nostre planeta natal, la Terra. Som aquest puntet diminut!

Saturn es trobava en una posició que bloquejava els potents i potencialment nocius raigs del Sol, cosa que va permetre a les càmeres a bord de la Cassini aprofitar aquesta geometria de visió única. Amb les càmeres gran angular i d'angle estret de la Cassini apuntant Saturn, la nau espacial va capturar 323 imatges en poc més de quatre hores. Aquest mosaic en color natural utilitza 141 de les imatges gran angular preses.

 

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge de Saturn està dividida en dues meitats. Cada part mostra la meitat del planeta i els anells. Saturn és una esfera fosca amb un contorn brillant. Els seus anells més externs són borrosos i blaus. Els anells esdevenen més nítids a mesura que s'acosten al planeta. Aquests anells interns són grocs. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/SSI

 

Aquest mosaic és especial, ja que marca la tercera vegada que el nostre planeta natal ha estat fotografiat des del sistema solar exterior, el segon cop que ha estat fotografiat per la Cassini des de l'òrbita de Saturn i la primera vegada que els habitants de la Terra han estat informats per endavant que la seva foto seria presa des d'una distància tan gran.

 

Clic a la imatge per engrandir. Tractament per fusionar les dues imatges anteriors. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/SSI. Sci-Bit.

 

Ho he vist aquí.

Una nebulosa, dues perspectives

El telescopi James Webb (JWST) de la NASA és el telescopi més gran mai llançat a l'espai i compta amb una varietat de càmeres i altres instruments que proporcionen diferents perspectives sobre l'univers.

La primera imatge que es mostra aquí d'una nebulosa planetària llunyana coneguda com NGC 6072 es va prendre amb la càmera de l'infraroig proper del Webb, o NIRCam. El NIRCam està dissenyat per capturar llum a longituds d'ona de 0,6 a 5 micres, corresponents a tons de llum vermells (visibles) i llum gairebé visible a l'espectre infraroig.

La segona imatge, presa per MIRI: L'instrument d'infraroig mitjà del Webb. Com el seu nom indica, MIRI recull llum al centre de l'espectre infraroig, una mica més lluny de la llum visible que les freqüències estudiades per NIRCam.

Altres telescopis estudien la llum en altres parts de l'espectre electromagnètic: llum visible, ones de ràdio, fins i tot raigs X i raigs gamma! La combinació de totes aquestes dades dóna als astrònoms una imatge completa del cosmos que ens envolta.

Clic a la imatge per engrandir. Una explosió complexa i molt detallada en tons vermells i taronges s'estén des d'una regió brillant al centre. Diverses estrelles i galàxies omplen el fons, amb pics de difracció de sis punts. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STSCI

Clic a la imatge per engrandir. Una imatge similar a l'anterior, però en tons blaus i blaus verdosos en lloc de vermells i taronges. Aquesta imatge no és tan detallada, però mostra més clarament l'estrella central brillant al mig. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STSCI

Ho he vist aquí.

La matèria fosca podria estar brillant al centre de la nostra galàxia

Clic a la imatge per engrandir. Les observacions de Fermi mostren un excés de raigs gamma al cor de la Via Làctia. En aquest fotomuntatge, estan superposats en fals color sobre una imatge d'ona visible. Crèdit: NASA.

 

Fa gairebé 15 anys, les observacions de raigs gamma suggerien que existia matèria fosca en descomposició al cor de la nostra Via Làctia. Noves proves han reviscut el debat sobre la validesa d'aquesta evidència de l'existència d'aquesta matèria exòtica postulada per la cosmologia moderna.

Àudio en francès. Segons càlculs i observacions, hi ha una gran quantitat de matèria invisible a l'espai. Aquesta massa misteriosa, anomenada matèria fosca, continua sent un enigma amb el qual molts investigadors encara s'enfronten avui dia. Com a part de la seva sèrie de vídeos "Preguntes d'experts" sobre física i astrofísica, l'editorial De Boeck va entrevistar Richard Taillet¹, investigador del LAPTh, per explicar-nos més sobre aquesta matèria fosca.

La saga de la matèria fosca té alguns girs i tombs nous en aquest moment. Hi ha algunes especulacions sobre si podria ser de color després de tot, i finalment, una publicació a la reconeguda revista Physical Review Letters revisa una pregunta que s'ha fet sobre les observacions fetes durant més d'una dècada en astronomia de raigs gamma.

La publicació en qüestió també existeix com a article d'accés obert a arXiv. Està feta per un equip d'astrofísics i cosmòlegs, entre els quals el famós cosmòleg britànic Joseph Silk (conegut pels seus populars treballs sobre el Big Bang, la matèria i l'energia fosca), professor de física i astronomia a la Universitat Johns Hopkins i investigador a l'Institut d'Astrofísica de la Universitat de la Sorbona, i que era molt conegut pel difunt Richard Taillet.

Aquesta és una possible reinterpretació de les observacions fetes amb el telescopi espacial de raigs gamma Fermi de la NASA utilitzant noves simulacions numèriques motivat per les observacions d'un altre telescopi espacial, però de l'ESA, ja que és el resultat de la missió Gaia que va observar la Via Làctia.

Però abans d'arribar-hi, uns quants recordatoris del que ja s'ha explicat fa molt de temps serà útil.

Per què necessitem la matèria fosca?

Arribem sempre a no poder fer néixer prou ràpid en el cosmos observable les galàxies sense matèria fosca, i les partícules que la componen també són un ingredient fonamental a través dels filaments que formen col·lapsant gravitacionalment per fer créixer les galàxies (com va explicar el cosmòleg Romain Teyssier a Futura). Les observacions de Planck pel que fa a la radiació fòssil també són incomprensibles fins ara sense la matèria fosca.

Però, com el seu nom indica, les partícules de matèria fosca no irradien llum, o si més no molt poca, el que implica que han de ser neutres o amb una càrrega molt feble. Sabem que aquesta matèria no pot estar composta completament, ni remotament, de partícules del model estàndard en física d'alt nivell d'energia, perquè això contradiria els càlculs i les observacions relatives a la nucleosíntesi primordial, que proporciona les abundàncies dels nuclis d'hidrogen, de heli i els seus isòtops al final del Big Bang. Una part molt petita de la matèria fosca es troba en la forma dels neutrins del model estàndard, i es podria esmentar el fet que una part dels protons del Big Bang també s'amaga en els filaments de matèria que connecten les galàxies i cúmuls de galàxies.

Però, com podem demostrar l'existència d'aquestes partícules de matèria fosca en el cosmos observable si no irradien o irradien molt poc?

Es podria pensar que la matèria fosca només es fa senyals a si mateixa a través de la força gravitatòria que exerceix, més important que el de les masses en forma de barions ja que la seva contribució a les masses de les galàxies i els cúmuls de galàxies és més gran. Però diversos models teòrics d'aquestes partícules exòtiques, mai abans vistes en acceleradors o detectors enterrats a la Terra, mostren que, tanmateix, poden ser indirectament responsables d'emissions de radiació.

Aquest vídeo comença amb una immersió cap al centre de la Via Làctia amb imatges preses en el rang visible. Acaba superposant aquestes imatges amb les preses en el domini dels raigs gamma amb els instruments de Fermi. Mostren una regió d'uns 5.000 anys llum de diàmetre que és particularment brillant en falsos colors. El vermell indica la brillantor màxima. Crèdit: NASA, YouTube

Fotons gamma produïts per l'aniquilació de la matèria fosca

En aquest cas, es tracta de fotons raigs gamma que es produirien per l'aniquilació de parells de partícules i antipartícules de matèria fosca. La idea és antiga, ja que es va formular per primera vegada a finals dels anys setanta.

De fet, durant anys ens hem estat preguntant sobre els excessos de raigs gamma que el telescopi espacial de raigs gamma Fermi detecta al centre de la Via Làctia i de la Galàxia d'Andròmeda.

Els models de matèria fosca tendeixen a predir la seva acumulació al cor de les galàxies. La densitat de matèria fosca allà esdevé més alta que a l'halo esfèric que se suposa que banya les galàxies i explica els moviments ràpids d'estrelles i del gas a la vora de les galàxies (podem intentar prescindir de la matèria fosca modificant les lleis de la mecànica celeste newtoniana amb MOND (sigles en anglès de dinàmica newtoniana modificada), però això no és sense plantejar problemes), les trobades entre partícules de matèria fosca que poden conduir a la seva aniquilació són més nombroses i, per tant, la radiació que produeixen aquestes col·lisions, potser, seria més intensa.

No obstant això, el 2015, un equip de físics nord-americans del MIT i de la Universitat de Princeton havien presentat un argument preocupant contra aquesta explicació de l'excés de raigs gamma detectats per Fermi al cor de la Via Làctia.

Fermi, supernoves i púlsars de raigs gamma. Per obtenir una traducció al català força precisa, feu clic al rectangle blanc de la cantonada inferior dreta. Aleshores haurien d'aparèixer els subtítols en anglès. A continuació, feu clic a l'asterisc a la dreta del rectangle, després a "Subtítols" i finalment a "Traduir automàticament". Trieu "Català". Crèdit: NASA Goddard.

Emissions gamma contínues o discretes?

El raonament era el següent. Sabem que les explosions de supernoves i estrelles de neutrons, que es poden detectar en forma de púlsars, són fonts importants de raigs gamma. Tenim dificultats per observar l'aparició d'aquestes fonts al bulb de la Via Làctia, perquè els núvols de gas i pols —que s'interposen entre nosaltres i el cor de la Galàxia— absorbeixen part de les diverses radiacions produïdes per l'estrelles que hi ha. Per tant, es podria suposar que l'excés d'emissions gamma observades al centre de la Via Làctia només eren el producte d'una gran població de púlsars la presència dels quals no s'havia establert prèviament.

Per intentar diferenciar entre les dues hipòtesis, partícules de matèria fosca o púlsars, els astrofísics havien construït un model per interpretar les observacions de Fermi. En poques paraules, si les emissions de raigs gamma són la signatura d'una distribució de matèria fosca, un mapa prou precís d'aquestes emissions hauria de mostrar que varien de manera força suau i contínua.

Per contra, una població de púlsars, quan s'amplien aquestes emissions, hauria de produir un mapa amb grups, cadascun associat a un púlsar. El 2015, utilitzant el seu model per analitzar els senyals de Fermi, els investigadors van concloure que la hipòtesi del púlsar era fortament afavorida.

Però aquí arriben les noves contribucions de Joseph Silk i els seus col·legues.

Gaia ens va ensenyar que la història de la Via Làctia ha estat marcada per esdeveniments turbulents en forma de col·lisions amb petites galàxies nanes que absorbia. Per tant, no hauríem d'esperar una concentració tan regular de matèria fosca al bulb galàctic com es va predir inicialment. Tenint en compte la informació proporcionada per GAIA, els investigadors van utilitzar simulacions amb superordinadors per predir amb més precisió la forma de la distribució de la matèria fosca al cor de la nostra galàxia.

Suposant, per tant, que aquesta matèria està ben descrita per teories que també preveuen la possibilitat que produeixi indirectament radiació gamma, trobem que la hipòtesi del púlsar només està a l'alçada de la matèria fosca a l'hora d'explicar les observacions del telescopi Fermi.

De fet, anem encara més enllà. Les properes observacions en el marc de l'astronomia gamma, que aviat seran possibles gràcies a l'Observatori Cherenkov Telescope Array,  podrien acabar decidint entre les dues hipòtesis. El CTAO hauria d'oferir imatges del cel amb una sensibilitat i resolució angular deu vegades més gran que els observatoris actualment en funcionament (HESS, Magic, Veritas).

Ho he vist aquí

El telescopi Webb observa un raig estel·lar als afores de la nostra Via Làctia

El telescopi espacial James Webb de la NASA ha captat una flamarada de gasos bullents que brolla d'una estrella monstruosa en creixement volcànic. Amb una extensió de 8 anys llum, la longitud de l'erupció estel·lar és aproximadament el doble de la distància entre el nostre Sol i els estels més propers, el sistema Alfa Centauri. La mida i la força d'aquest raig estel·lar en particular, situat en una nebulosa coneguda com a Sharpless 2-284 (Sh2-284 per abreujar), el qualifiquen com a rar, segons els investigadors.

Travessant l'espai a centenars de milers de quilòmetres per hora, el flux s'assembla a un sabre làser de doble fulla de les pel·lícules de Star Wars. La protoestrella central, amb un pes equivalent a deu vegades el del nostre Sol, es troba a 15.000 anys llum de distància, als confins de la nostra galàxia.

El descobriment de Webb va ser fortuït. «Abans de l'observació, no sabíem realment que existia una estrella massiva amb aquest tipus de super-raig. Un flux tan espectacular d'hidrogen molecular procedent d'una estrella massiva és poc comú en altres regions de la nostra galàxia», va afirmar l'autor principal, Yu Cheng, de l'Observatori Astronòmic Nacional del Japó.

Feu clic a la imatge per ampliar-la. La imatge de Webb de l'enorme raig estel·lar a Sh2-284 proporciona proves que els raigs protoestel·lars varien en funció de la massa de les estrelles progenitores: com més massiu és el motor estel·lar que impulsa el plasma, més gran és el raig resultant. Crèdits: Imatge: NASA, ESA, CSA, STScI, Yu Cheng (NAOJ); Processament d'imatges: Joseph DePasquale (STScI)

Aquesta classe única de focs artificials estel·lars són raigs de plasma altament col·limats que es disparen des d'estrelles en formació. Aquests raigs són l'espectacular «anunci del naixement» d'una estrella a l'univers. Part del gas que cau i s'acumula al voltant de l'estel central és expulsat al llarg de l'eix de rotació de l'estrella, probablement sota la influència de camps magnètics.

Avui dia, encara que s'han observat centenars de raigs protoestel·lars,que procedeixen principalment d'estrelles de baixa massa. Aquests raigs en forma de fus ofereixen pistes sobre la naturalesa de les estrelles en formació. L'energia, l'estretor i les escales de temps evolutives dels raigs protoestel·lars serveixen per limitar els models de l'entorn i les propietats físiques de la jove estrella que impulsa el flux.

"Em va sorprendre molt l'ordre, la simetria i la mida del raig quan el vam veure per primera vegada", va afirmar el coautor Jonathan Tan, de la Universitat de Virgínia a Charlottesville i la Universitat Tecnològica Chalmers a Göteborg, Suècia.

Aquest vídeo mostra la mida relativa de dos raigs protoestel·lars diferents captats pel telescopi espacial James Webb de la NASA. La primera imatge que es mostra és un raig protoestel·lar extremadament gran situat a Sh2-284, a 15 000 anys llum de la Terra. Les emissions de l'enorme protoestrella central, que pesa 10 vegades més que el nostre Sol, comprenen uns 8 anys llum de diàmetre. En comparació, un raig captat per Webb a la propera regió de formació estel·lar de baixa massa de Rho Ophiuchi té només un any llum de longitud.

La seva detecció ofereix proves que els raigs protoestel·lars han d'augmentar de mida en proporció a la massa de l'estrella que els impulsa. Com més massiu és el motor estel·lar que impulsa el plasma, més gran és la mida del raig.

La detallada estructura filamentosa del raig, captada per la nítida resolució de Webb en llum infraroja, és una prova que el raig s'està endinsant a la pols i el gas interestel·lar. Això crea nusos separats, ones de xoc i cadenes lineals.

Les puntes del raig, situades en direccions oposades, encapsulen la història de la formació de l'estrella. «Originalment, el material estava a prop de l'estrella, però al llarg de 100.000 anys les puntes es van anar propagant, i el que hi ha al darrere és un flux més jove», va explicar Tan.


Ho he vist aquí.

Els follets de la meteo

Clic a la imatge per engrandir. Follets (o espectres vermells) observats a Les Issambres (prop de Saint Tropez-França), la nit del 5 al 6 desembre de 2021. Crèdit: Yohan Laurito

Molt menys coneguts que els llamps, i tanmateix molt més impressionants, els follets son poc coneguts pel públic en general i encara mal explicats per la comunitat científica.

Què és un follet?

Un follet és una descàrrega super-atmòsferica o un efecte lluminós transitori, que es produeix per sobre d'un núvol cumulonimbus particularment virulent. Aquesta descàrrega, que s'estima que arriba als 30 o 40 km d'alçada, es produeix des d'una altitud de 40 km  i arriba a la ionosfera, situada a uns 60 km d'altitud.

Té una aspecte vermellós i apareix com una columna vertical. Aquest fenomen és extremadament breu, entre 3/10 microsegons (es a dir, de 0,000003 segons a 0,000010 segons) i rarament és visible de de terra a causa de la seva baixa brillantor i gran altitud, cosa que requereix un cel clar, cosa que no sempre és fàcil durant una tempesta.

Clic a la imatge per engrandir. Aquests follets van ser capturats per un fotògraf professional a sobre de Niça el 16 de maig de 2024. Crèdit: Christophe Suarez

Com sorgeix un efecte lluminós transitori?

Tot i que els efectes lluminosos transitoris son objecte de molt debat dins de la comunitat científica, ara hi ha alguns paràmetres essencials clarament definits. 

Una descarrega super-atmosfèrica s'associa amb una potent descàrrega de llamp. Aquesta descàrrega provocarà la creació d'un camp electroestàtic per sobre de la cèl·lula de tempesta. Aquest camp electroestàtic format, emergeix una heterogeneïtat electroestàtica significativa entre l'entorn del cim i la part inferior de la termosfera, la mesosfera, i en conseqüència una diferencia significativa de potencial elèctric entre els diferents punts de l'espai. Aquesta diferència de potencial es reequilibrarà mitjançant una descàrrega; l'efecte lluminós transitori.

Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo. Una nit de juliol de 2022, al cor del bosc del Jura. Tot està tranquil. La penombra que es convida marca el ritme de tot un univers animal, una fauna nocturna que espera tot el dia per omplir l’aire dels seus sons. Les estridulacions dels grills responen als xiulets del mussol i aquesta dolça conversa segueix el seu curs, portada pel balanceig del vent que flueix entre els avets. El massís del Jura s'adorm sota una multitud d'estrelles brillants. A la llunyania, esclaten poderoses tempestes a l'altra banda de l'arc alpí, al Piemont italià. Molt per sobre de l'espectacle d'aquest horitzó pertorbat per la violència llunyana dels esclats atmosfèrics, s'estava preparant una coreografia molt esquiva. Crèdit: Basile Ducournau, YouTube.

Pel que fa al color vermellós del fenomen, es degut a la presència d'àtoms d'oxigen i nitrogen a l'estratosfera i la mesosfera, parts de l'atmosfera afectades per l'efecte lluminós transitori.

Dit això, aquesta explicació és aproximada perquè hi entren en joc molts altres elements, però no tots son coneguts o encara no estan explicats per la comunitat científica.

Un fenomen poc freqüent, però no únic en el seu gènere

Els fenòmens lluminosos transitoris són el nom que es dóna a les descarregues elèctriques cap a l'espai que es produeixen per sobre de la troposfera.

Clic a la imatge per engrandir. Els dolls blaus son fenòmens lluminosos transitoris cosins dels follets . Crèdit: Radio Canada, DTU SPACE, Daniel Schmelling/MOUNT VISUAL

Els dolls blaus, els elfs o els dolls gegants potser no signifiquen res per a tu. Són fenòmens en general similars als follets, però tanmateix diferents. Tots són grans descàrregues elèctriques que es produeixen dins de l'atmosfera, en diverses formes. Els dolls blaus són un dels fenòmens més misteriosos, cons de llum que escapen del cim dels núvols i pugen fins a 50 km d'altitud en pocs centenars de mil·lisegons. Si els dolls blaus estan cada cop més millor documentats, el que els activa roman inexplicable fins ara.

Per altra banda, els elfs son resplendors vermells, una mena d'halo, que es produeixen per sobre de tempestes violentes, a uns 100 km d'altitud. També són encara pocs coneguts pels científics i el públic en general, perquè la seva observació des del terra és excepcional.