Carrers de núvols damunt del Mar d'Okhotsk

La Nasa va triar aquesta fotografia com a imatge del dia el passat 5 de desembre de 2017.

L'aire fred de la Rússia Oriental va crear formacions espectaculars de núvols sobre el Mar d'Okhotsk a finals de novembre de 2017. L'espectroradiòmetre d'imatges de resolució moderada (MODIS, per les sigles en anglès) a bord del satèl·lit Terra de la NASA va adquirir una imatge en color real de la impressionant escena el 25 de novembre.

Clic damunt la imatge per engrandir

 Crèdit de la imatge: Jeff Schmaltz, Equip de resposta ràpida de MODIS Land, NASA GSFC

La neu cobreix el terra de la Rússia oriental a l'oest d'aquesta imatge, amb un gran banc de núvols que cobreix la terra al nord-oest. Les llargues fileres paral·leles de cúmuls, coneguts com a carrers de núvols, sobrevolen l'àrea nevada i les aigües blaves del mar d'Okhotsk.

Aquests carrers de núvols són unes llargues bandes paral·leles formades per Cumulus alineats. Aquestes formacions nuvoloses es creen tot sovint quan bufa un vent molt fred sobre unes aigües amb major temperatura, mentre existeix una inversió tèrmica en una capa superior. L'aigua relativament calenta cedeix calor i humitat a l'aire fred que hi ha per sobre, i apareixen unes columnes d'aire calent ascendent, conegudes popularment com a tèrmiques, les quals, s'eleven a través de l'atmosfera.

La presència d'una capa d'aire més calent en un nivell superior, és clau per explicar la formació d'aquests carrers, ja que actua literalment com una tapa. Quan les columnes d'aire ascendent topen amb la capa d'inversió tèrmica, aquestes roden i provoquen una mena de bucle sobre si mateixes, tot creant uns cilindres paral·lels formats per aire en rotació. Gràcies a aquesta rotació, la humitat present a l'aire calent es refreda i es condensa, llavors apareixen uns núvols Cumulus amb el cim no gaire elevat i alineats de manera paral·lela als vents dominants.

Cal destacar que els carrers de núvols s'estenen al llarg de centenars de quilòmetres i perqué apareguin la temperatura superficial del mar ha de ser, com a mínim, uns 21 o 22° C superior a l'aire que hi ha per sobre.

L'EEI en trànsit davant de la Lluna

Aquesta ha estat la imatge del dia triada per la NASA avui, 4 de desembre de 2017.

Clic per engrandir

La silueta de l'Estació Espacial Internacional, amb una tripulació de sis tripulants a bord, es veu mentre transita per la Lluna a aproximadament cinc milles per segon, el dissabte 2 de desembre de 2017, a Manchester Township, comtat de York, Pennsilvània. A bord es troben: els astronautes de la NASA Joe Acaba, Mark Vande Hei i Randy Bresnik; els cosmonautes russos Alexander Misurkin i Sergey Ryanzansky; i l'astronauta de l'ESA Paolo Nespoli.

Crèdit de la imatge NASA / Joel Kowsky

Article original fent un clic aquí

Catàleg Charles Messier. Objecte M6

Descobert per Hodierna abans de 1654.

Burnham va descriure el cúmul obert Messier 6 com a "un grup encantador en el que la seva disposició suggereix la figura d'una papallona amb les ales obertes". Ake Wallenquist al 1959, va identificar al voltant de 80 membres del cúmul M6, dispersats sobre una regió d'aproximadament 54 arcmin de diàmetre. La porció principal del cúmul cobreix una àrea d'un diàmetre angular d'aproximadament 25'. Rohlfs et.al. estimen la distància de M6 a aproximadament 2000 anys llum, valor confirmat per Malles/Kreimer i l'Sky Catalogue 2000.0, però Burnham va informar que nous estudis han demostrat que a causa de l'efecte d'absorció, la distància real pot ser més petita, i cita valors que van dels 1300 als 1470 anys llum; Kenneth Glyn Jones sosté 1304. Archinal/Inés i WEBDA proposen valors més moderns: 1.585 i 1588 anys llum respectivament; nosaltres adoptem un valor aproximat de 1.600 anys llum en el present informe.

Donada aquesta distància, el diàmetre aparent d'aquest cúmul estel·lar de 25' correspon a una extensió lineal d'aproximadament 12 anys llum, amb extensions que cobreixen una àrea d'aproximadament 25 anys llum (Wallenquist's 54'). La densitat mitjana estimada és de 0,6 estrella per parsec cúbic. L'edat de M6 estimada és de 100 milions d'anys segons Burnham, 51 milions d'anys segons l'Sky Catalogue 2000.0, i 95 milions d'anys segons WEBDA.

Fonts modernes concorden a establir la brillantor visual total de M6 en aproximadament 4,2 magnituds, mentre que estimacions més antigues, realitzades per observadors del nord, van ser molt més febles, situant-lo en aproximadament 5,3 mag.

L'estrella més brillant del cúmul és l'estrella variable BM Scorpii= HD 160.371, un supergegant groga o taronja (tipus espectral K0-K3 lb), una variable semiregular de tipus SRD, amb una magnitud aparent que varia entre mag 5,5 i 7. La seva variabilitat fa que la magnitud total del cúmul variï notablement. Aquesta estrella es troba a l'extrem esquerre de quatre estrelles brillants que formen un notable quadrangle amb una forma aproximada d'un paral·lelogram a la nostra foto. Les estrelles més calentes són estrelles blaves de la seqüència principal de tipus espectral B4-B5. Burnham enumera les estrelles més brillants de M6 de la següent manera: 1. mag 6,17, tipus espectral K0-K3 (és BM Sco); 2. mag 6,76, B8; 3. mag 7,18, B5; 4. mag 7,26, B4; 5. mag 7,27, B8; 6. mag 7,88, B9. El contrast entre les estrelles gegants taronja i les blau brillants és obvi en les fotos color del cúmul.

clic a la imatge per engrandir

Trumpler va classificar M6 com II, 3, m, mentre que Sky Catalogue 2000.0 li assigna un tipus III, 2, p, Götz i Archinal/Hynes II, 3, r.

De tots els objectes Messier, M6 està situat a la menor distància angular del Centre Galàctic, que se situa en la constel·lació de Sagitari però molt a prop de la triple riba de constel·lacions formada per Sagitari, Escorpió i Ofiuco.

Burnham proposa que l'esment que fa Ptolomeu del seu veí, M7, podria incloure a M6, però en general el crèdit pel descobriment és atorgat a de Chéseaux, que va ser sense cap dubte el primer a reconèixer-lo com "un cúmul estel·lar molt fi". Segons Kenneth Glyn Jones, però, el primer a veure-ho va ser Hodierna que va comptar 18 estrelles, abans de 1654. Lacaille el va incloure al seu catàleg de 1751-1752 sota la denominació Lac III. 12, i finalment Charles Messier el va catalogar el 23 de maig de 1764.

Crèdit imatge: Sergio Eguivar. Buenos Aires Skies 

Veure article original fent un clic aquí.
Catàleg Objectes Messier

De calent a molt calent

NASA, imatge del dia, 1 de novembre de 2017

clic per engrandir

Aquesta seqüència d'imatges mostra el Sol des de la seva superfície fins a la seva atmosfera superior, totes preses gairebé al mateix temps el 27 d'octubre de 2017. La primera mostra la superfície del Sol en llum blanca filtrada; les altres set imatges van ser preses en diferents longituds d'ona de llum ultraviolada extrema. Recordeu que cada longitud d'ona revela trets una mica diferents. Es mostren en ordre de temperatura des de la primera a 6.000 graus centígrads de superfície, a uns 10 milions de graus centígrads a l'atmosfera superior. Sí, l'atmosfera exterior del Sol és molt més calenta que la superfície. Els científics estan cada vegada més a prop de resoldre els processos que generen aquest fenomen.

Crèdit de la imatge: NASA / GSFC / SDO (Observatori de la Dinàmica Solar)
Darrera actualització: 3 de novembre de 2017
Editor: Yvette Smith

Veure l'article original fent un clic aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M5

Descoberta en 1702 per Gottfried Kirch.

El cúmul globular M5 va ser vist primer per Gottfried Kirch i la seva dona Maria Margarethe el 5 de Maig de 1702, quan observaven un cometa, i ho van descriure com una "estrella nebulosa". Charles Messier la va trobar independentment el 23 de Maig de 1764 i la va descriure com una nebulosa rodona que "no conté cap estrella". William Herschel va ser el primer a definir aquest cúmul com estel·lar; va comptar 200 de les seves estrelles amb el seu reflector de 120 centímetres en 1791, "tot i que la meitat està tan comprimida que és impossible distingir-ne els components".

M5 mostra una elipticitat distintiva, allargada a un angle de posició de 50 graus (els angles de posició donen l'orientació d'una estructura en l'esfera celestial; són mesurats entre el Nord i la direcció considerada, en sentit contrari a les agulles del rellotge); es pensa que és un dels cúmuls globulars més antics, amb una edat computada de 13 000 milions d'anys. El seu diàmetre és d'uns 165 anys llum, fent d'ell un dels més grans cúmuls globulars. La seva distància, a 24.500 anys llum, aquest diàmetre és d'uns 23 minuts d'arc. Visualment apareix una mica més petita, sobre 10 o 12 minuts d'arc, i en les fotografies típiques, pot mesurar fins a 17 minuts d'arc (corresponents als 125 anys llum interiors del cúmul). La seva ràdio mareal, més enllà del qual les estrelles membres serien arrencades per les forces gravitacionals de marea de la Via Làctia, és de 28,4 minuts d'arc, o 202 anys llum, així que el cúmul domina gravitacionalment un volum esfèric d'uns 400 anys llum de diàmetre. Té un nucli central comprimit de 0,84 min. Angulars, o aproximadament 6 anys llum de diàmetre, i el seu radi de massa mitjana s'estima en 2,11', corresponent a un radi lineal de 15 anys llum.

El seu tipus espectral general es va estimar com F7. M5 s'està allunyant de nosaltres a uns 52 km/seg.M5 conté el considerable nombre de 105 estrelles variables conegudes. Les primeres variables en aquest cúmul van ser registrades per AA Common el 1890. Si Bailey (1899) va trobar 85 variables de període curt del tipus RR Lyrae (o variables de cúmul); 97 d'elles van ser conegudes al 1955, d'acord amb Kenneth Glyn Jones. Una de les altres variables és una nova nana, d'acord amb Cecilia Payne-Gaposhkin (ella també esmenta dos novas nanes més en els globulars M30 i NGC 6712).

La nostra imatge de M5 es va obtenir (i està sota copyright) per David Malin de l'Observatori Anglo Australià. Hi ha més informació d'aquesta imatge a la xarxa.

Es pot trobar més informació i interessants detalls de M5 a l'article de Leos Ondra "Messier 5 i els seus Variables". Gràcies a Leos per permetre incloure el seu article en aquesta pàgina!. Inclou, entre d'altres continguts interessants, un Diagrama de Color-Magnitud de M5.

Per trobar M5 fàcilment, localitzar primer l'estrella propera 5 Serpentis. Això es pot fer fàcilment trobant les estrelles 109 i 110 Virginis (de mag 3.72, esp A0 V i mag 4,4, esp K0 III respectivament) al sud-oest d'Arturo, que apunten cap a l'est al petit triangle de les estrelles, 4, 5 , i 6 Serpentis. M5 està al costat a 20' al NO de 5 Serpentis.

Sota molt bones condicions de visibilitat, M5 es pot albirar a simple vista. El cúmul globular és fàcilment visible com una petita taca boirosa en uns bons binoculars, i un definit "núvol" rodó en telescopis de 7,5 centímetres, més brillant cap al centre. Començant amb telescopis de 10 centímetres, les seves estrelles més brillants, de mag 12,2, només poden definir-se; formen patrons corbats que s'estenen des de la part central que a John Malles li va suggerir una aranya; una de les "potes" estenent lluny al sud, l'halo estenent-se a un diàmetre d'uns 10'. Telescopis més grans o fotografies revelen una vista espectacular amb milers d'estrelles, uns pocs buits menys poblats, i l'halo estenent-se fins uns 15' de diàmetre.

La brillant estrella doble propera 5 Serpentis va ser també catalogada com Struve 1930, i es compon dels components A, de mag. 5, groc pàl·lid, i B, de mag. 10, gris clar; angle de posició 37 graus, distància 11'' (com es va determinar en 1923). Aquesta estrella s'esmenta en la descripció de Messier (però no la caracteritza com a doble). També situada a prop, just sobre 40' al sud de l'estrella abril Serpentis esmentada a dalt, hi ha el feble i distant cúmul globular Palomar 5 de mag. 11,8 i 6,9'de diàmetre, sobre 75.000 anys llum allunyat-se de nosaltres. Cap a l'oest de M5 i cap a 110 Virginis hi ha una col·lecció de febles galàxies distants incloent les NGCs 5806, 5811,5813, 5814, 5831, 5838, 5839, 5845, 5846, 5846A, 5848, 5850, 5854, 5864, 5865, 5869 i 5887, de brillantors entre mag. 10,0 i 13,9, la majoria requereixen telescopis més grans.

Per veure l'article original fer un clic aquí.
Anar al catàleg d'objectes

Catàleg Charles Messier. Objecte M4

Descobert per Philippe Loys de Chéseaux al 1746.

M4 és un dels cúmuls globulars més propers del cel; d'acord amb resultats més nous (adoptats aquí de la base de dades de WE Harris), la seva distància és de potser només 7.200 anys llum, que pot ser la més petita per a un globular; l'únic competidor seriós és NGC6397 en la constel·lació meridional de l'Altar, amb tot, aquest sembla estar molt lleugerament més allunyat (7.500 anys llum). M4 pot ser detectat per l'ull nu en cels molt foscos (1,3 graus a l'oest d'Antares) i és prominent amb la més insignificant ajuda òptica.

Com un detall notori, M4 exhibeix una estructura central "barrada", ben visible en la nostra fotografia, alguna cosa des lleugerament baix a l'esquerra a lleugerament a dalt a la dreta; aquesta barra d'estrelles de 11a magnitud és al voltant de 2 ½ long en un angle de posició de 12 graus i va ser anotat primerament per William Herschel en 1783. Això pot ser que aquesta estructura causés que Harlow Shapely ho considerés allargat escassament el·líptic (0,9 en un angle de posició de 115 graus), una noció que no pot ser confirmada en modernes observacions o fotografies.

M4 seria un dels més esplèndids cúmuls globulars en el cel si no fos enfosquit per espessos núvols de matèria interestel·lar fosca. L'absorció interestel·lar també tenyeix de vermell el color de la llum provinent del cúmul, i li dóna un aspecte de tènue taronja o terrós en imatges en color. El seu diàmetre angular, vist en fotografies profundes, és d'aproximadament 36 minuts d'arc, més que el de la Lluna plena; això correspon a un diàmetre lineal de gairebé 75 anys llum. En típiques fotos apareix una mica més petit a gairebé 26', i visualment va ser estimat en 14 minuts d'arc. El seu radi de marea, determinat per la distància on forces de la marea gravitacional de la Galàxia Via Làctia causaria que les estrelles membres s'escapessin, s'estima en 32,49', o al voltant de 70 anys llum, de manera que aquest cúmul globular domina gravitacionalment un volum esfèric de 140 anys llum de diàmetre.

M4 és un dels globulars més oberts, o poc compactes, com la seva classificació en la classe de concentració IX ens indica. El seu comprimit nucli central va ser mesurat en 1,66' de diàmetre, o linealment 3,6 anys llum. El seu radi de massa mitjana és de 3,65' o al voltant de 8 anys llum, així la meitat de la massa del cúmul està concentrada en un volum esfèric interior de 16 anys llum de diàmetre. Està allunyant-se de nosaltres a 70,4 km/seg i conté almenys 43 variables conegudes. El seu tipus espectral ha estat determinat com F8, el seu índex de color ha estat mesurat com BV=1,03.

El cúmul globular M4 va ser descobert per De Chéseaux en 1745-46 i llistat per ell com Nº 19, i inclòs en el catàleg de Lacaille com Lacaille I.9. Charles Messier el va catalogar el 8 de Maig de 1764, i va ser el primer a resoldre, dins d'un cúmul de molt petites (i pàl·lides) estrelles; aquest és l'únic cúmul globular que va poder resoldre amb els seus modestos instruments, i d'aquesta forma el primer cúmul globular en ser resolt mai. Només al voltant de 20 anys més tard, William Herschel va poder resoldre tots els cúmuls globulars de Messier amb els seus grans telescopis.

El 1987, el primer púlsar de mil·lisegon va ser descobert en aquest cúmul globular. Aquest púlsar, 1821-1824, és un estel de neutrons girant (i pulsant) un cop cada 3 mil·lisegons, o més de 300 vegades per segon, la qual cosa és encara 10 vegades més ràpid que el púlsar del Cranc a M1. Un segon púlsar de mil·lisegon va ser trobat a M28 més tard aquell mateix any.

A l'agost de 1995, el Telescopi Espacial Hubble ha fotografiat estrelles nanes blanques a M4, les quals estan entre les més velles estrelles de la nostra galàxia, la Via Làctia. Al juliol de 2003, investigacions amb el Telescopi Espacial Hubble van conduir a la identificació d'un planeta orbitant a aquestes nanes blanques; elles formen un sistema triple amb un púlsar anomenat PSR B1620-26. Aquest planeta, d'una massa de 2,5 vegades la de Júpiter, és presumiblement gairebé tan antic com el cúmul globular M4, una xifra actualment estimada al voltant de 13 mil milions d'anys, o gairebé tres vegades l'edat del nostre sistema solar.

M4 pot trobar-se fàcilment ja que està només a 1,3 graus a l'oest de la brillant Antares (Alfa Scorpii, mag. 1,0, tipus espectral M1,5, escassament variable), just al sud de la línia cap a Sigma Scorpii (mag. 2,9v, classe espectral B2III). Un pegat rodó difús en binoculars, és una resplendor circular en un petit telescopi, i encara un de 120 centímetres resol les estrelles més brillants, que són d'al voltant de 10,8 de magnitud; la característica de barra esmentada dalt és evident, i les estrelles resoltes apareixen irregularment distribuïdes. Telescopis més grans mostren un halo d'estrelles al voltant de la porció brillant central del cúmul fins a un diàmetre de més de 16 minuts d'arc.

Pròxim (50'al ENE) i encara més proper a Antares (només 30'NW), el més pàl·lid cúmul globular NGC 6144 (mag. 10,4, 3,3'de diàmetre) pot trobar-se; per observar-lo, Antares s'ha d'excloure del camp visual de manera que no pugui brillar fora de aquest globular feble.

Per veure l'article original, fer un clic aquí
Anar al catàleg d'objectes

L'extraordinària imatge de la supergegant vermella Antares

Visible a l'estiu cap al sud, es reconeix per la seva tonalitat vermella, l'estrella Antares ha passat per un dels millors fotògrafs del món: el VLTI, que combina la lluminositat recollida per diversos telescopis gegants. El resultat és un retrat sense precedents, que ofereix una cartografia dels gasos que es mouen a la superfície. Aquesta és la primera imatge de qualitat per a una estrella que no sigui el Sol.

Què cal recordar:
 

Els moviments de gas a la superfície d'una estrella que no sigui el Sol s'han "mapejat" per primera vegada amb precisió, gràcies al VLTI. Es tracta d'Antares, una supergegant vermella, 12 vegades més massiva que el Sol i 700 vegades més gran. La turbulència de gas de baixa densitat es va detectar a distàncies més grans del centre de l'estrella del que s'esperava. No estan relacionats amb la convecció i el seu procés segueix sent desconegut.

Aquest estiu, probablement hagis vist Antares, que tremolava sobre l'horitzó meridional al principi de la nit. L' estrella, una de les més brillants del cel en aquesta època de l'any, té un color vermell-taronja que li ha valgut ser batejat en l'antiguitat, el "rival de Mart", on el seu nom es va fer amb anti i Ares, el nom grec de Mart.

Vegeu també: Quina és l'estrella més gran de l'univers?

Brilla en la constel·lació Escorpió, no gaire lluny (per a nosaltres) del centre de la Via Làctia. Però no per molt de temps. De fet, la supergegant vermella, unes 700 vegades més gran que el nostre Sol, s'està quedant sense vapor. Actualment és més gran que una altra famosa supergegant vermella, Betelgeuse, a Orion i 12 vegades més massiva. Durant la seva vida relativament curta, l'estrella hauria perdut l'equivalent a tres masses solars. Com més creix, menor serà la densitat de la seva superfície i més es refreda. En poc temps, a escala astronòmica, es convertirà en una supernova (pel col·lapse del nucli de l'estrella). Sens dubte, un dels propers espectacles que la humanitat podrà veure. 

Gràcies al VLTI, els astrònoms han realitzat aquesta magnífica imatge de la
supergegant vermella Antares. Aquesta és la imatge més detallada
d'una estrella que no sigui el Sol. Observeu els punts brillants. © ESO, K. Ohnaka

S'han detectat estranys moviments de gas a Antares

Per prendre el pols d'Antares i aprendre més sobre la seva condició i, en general, la disminució d'aquests monstres estel·lars, un equip d'astrònoms va poder aprofitar el potent interferòmetre del VLT (Very Large Telescope). Aquest instrument combina la llum dels telescopis gegants de l'Observatori del Monte Paranal a Xile, per crear un mirall virtual gegant d'uns 200 metres de diàmetre. Gràcies a ell, els astrònoms van poder fer una imatge i fins i tot mapejar en dues dimensions els moviments a la superfície d'Antares.

Com explica Keiichi Ohnaka, autor principal de l'estudi publicat a Nature (i publicat per l' ESO), "no s'ha entès el procés responsable de la ràpida pèrdua de la massa de les estrelles al final de la vida com Antares, durant més de mig segle". També, per intentar aclarir-ho, qui millor que el VLTI per fer-ho? "El VLTI és l'únic instrument que ens ha permès mesurar directament els moviments de gas dins de l'ambient estès d'Antares".  

Animació d'Antares; l'estrella més brillant de Escorpió i 700 vegades més gran
que el nostre Sol, i la turbulència de la seva superfície. © ESO, M. Kornmesser

Així, gràcies al VLTI i també a l'instrument Amber (Astronomical Multi-BEam combineR), l'equip va poder crear el primer mapa de les "bombolles" del gas a l'atmosfera d'una estrella que no sigui el Sol, i adquirir diferents imatges de la seva superfície "sobre una petita porció de l'espectre infraroig" , diu un comunicat de l'ESO. Aquestes dades proporcionen informació sobre la velocitat dels gasos mòbils, "un pas clau per resoldre aquest problema".

Els investigadors van descobrir l'existència de plomalls de gas de baixa densitat a distàncies més grans del que s'esperava des del centre de la supergegant vermella. Van ser capaços de determinar que aquestes turbulències no estan relacionades amb la convecció dins de l'estrella gegant. Així, de moment, el seu mecanisme continua sent un enigma. Per descomptat, per a Keiichi Ohnaka, "el següent repte és identificar la font d'aquests moviments turbulents". No hi ha dubte que les noves observacions ja estan planificades. Satisfet, conclou: "el nostre treball ofereix una nova dimensió a l'astrofísica estel·lar i obre una nova finestra per a l'estudi de les estrelles".  

Ho he vist aquí