Juno completa la desena òrbita científica de Júpiter

Clic a la imatge per engrandir.

Aquesta imatge de l'hemisferi sud de Júpiter va ser capturada per la nau Juno de la NASA quan va realitzar un acostament al planeta gegant gasós el 16 de desembre. Crèdits: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Gerald Eichstadt.

Juno va aconseguir un acostament sobre l'agitada atmosfera de Júpiter el dimecres 7 de febrer, completant amb èxit la seva desena òrbita científica. L'acostament més proper va ser a les 06:36 a.m. PST (09:36 a.m. PST- hora costa Oest del EE.UU.) hora de recepció terrestre. En el moment de la perijove (el punt en l'òrbita de Juno quan està més a prop del centre del planeta), la nau espacial estarà a unes 2.100 milles (3.500 quilòmetres) per sobre dels cims dels núvols del planeta.

Aquest sobrevol va ser una passada d'orientació científica per estudia la gravetat. Durant les òrbites que ressalten els experiments de gravetat, Juno es troba en una orientació orientada a la Terra que permet que tant la banda X com el transmissor de la banda Ka-Band transmetin dades en temps real a una de les antenes de la Xarxa de espai Profund de la NASA a Goldstone, Califòrnia. Tots els instruments científics de Juno i la JunoCam de la nau espacial van estar en funcionament durant el sobrevol, recollint dades que ara estan sent retornats a la Terra.

Més informació sobre Juno a: https://www.nasa.gov/juno i http://missionjuno.swri.edu

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M51

 

Descoberta el 1773 per Charles Messier

La famosa galàxia del Remolí, Messier 51 (M51, NGC 5194) és una de les més conspícues, i probablement la galàxia espiral més coneguda del cel.

La famosa Galàxia del Remolí M51 va ser un dels descobriments originals de Charles Messier. La va descobrir el 13 d'octubre de 1773 quan observava un cometa, i la va descriure com una nebulosa molt tènue, sense estrelles, que resulta molt difícil de veure. La seva companya, NGC 5195 (M51B), va ser descoberta el 1781 pel seu amic, Pierre Méchain, de manera que ja la esmenta en el catàleg Messier de 1784: "És doble, cadascuna amb un centre brillant, que estan separades per 4'35". Les dues "atmosferes" es toquen entre si, i una és encara més feble que l'altra". NGC 5195 va rebre el seu propi número per part de William Herschel: H I.186. Ocasionalment sorgeix alguna confusió sobre el que vol dir la designació M51: el parell (justificat per la menció de Messier de "les dues nebuloses") o la galàxia més gran, NGC 5194. Si el que s'indica és el parell, NGC 5194 és nomenada de vegades "M51A", i NGC 5195 és llavors "M51B".

Clic a la imatge per engrandir. Crèdit imatge: Hubble, NASA, ESA, S. Beckwith (STScI)
y l'equip de STScI/AURA.

M51 és el membre dominant d'un petit grup de galàxies. Es troba a uns 37 milions d'anys llum de distància i tot i així resulta conspícua, sent en realitat una galàxia gran i lluminosa. El valor de la distància de M51 (i de tot el grup) no és molt ben coneguda. El nostre valor, de 37 milions, es basa en mètodes fotomètrics donats per Kenneth Glyn Jones, per exemple. Alguns autors donen nombres significativament menors (menys de 20 milions d'anys llum), però un Informe de Premsa del 2001 de STScl dona 31 milions d'anys llum.

Aquesta galàxia va ser la primera en què es va descobrir una estructura espiral, per Lord Rosse a la primavera de 1845, qui en va realitzar un acurat i precís dibuix. Per això, a M51 se l'anomena de vegades Galàxia de Rosse o "el signe d'interrogació" de Lord Rosse. Fins i tot, se l'anomena amb aquest nom (vegeu, per exemple, NED).

Segons els nostres coneixements actuals, la pronunciada estructura espiral és un resultat de l'actual trobada de M51 amb la seva veïna, NGC 5195 (la més tènue en la descripció de Messier). A causa d'aquesta interacció, el gas de la galàxia va ser comprimit en algunes regions, el que va resultar en la formació de noves estrelles joves. Com és comú en les trobades entre galàxies, l'estructura espiral es veu induïda amb preferència en la galàxia més massiva. Halton Harp ha inclòs a M51 com el Nº 85 en el seu "Catàleg de Galàxies Peculiars" descrivint-la com una "espiral amb una companya d'alta brillantor superficial".

 

 Aquest diagrama estel·lar per M51 representa la vista des de les latituds
mitjanes-nord per al mes i l'hora donats. Crèdit: Stellarium

 

Per a l'aficionat, M51 és fàcil de localitzar i un veritable espectacle si el cel és fosc, però és molt sensible a la contaminació lumínica, que fàcilment la fa desaparèixer en el fons. En condicions molt bones, fins i tot es poden veure suggeriments dels seus braços espirals amb telescopis de 4 polzades o més. Per veure millor al parell, és preferible un baix augment.

El Telescopi Espacial Hubble ha investigat especialment la regió central de M51. El seu nucli compacte està ara classificat com a tipus Seyfert 2,5. Investigacions del Hubble (publicades el 2001) es focalitzen en la investigació dels braços espirals interiors i en els núvols de pols, que són els llocs de naixement d'estrelles massives i lluminoses. El satèl·lit ISO (Infrared Space Observatory; Observatori Infraroig Espacial) de la ESA ha investigat la Galàxia del Remolí a la llum infraroja.

 

 

Imatge superior. Mapa ISOCAM de la Galàxia del Remolí (M51) a una longitud d'ona de 15 micres.

La  propera Galàxia del Remolí, M51, va ser l'objectiu de la "primera llum" d'ISO el 28 de novembre, quan el telescopi es va obrir al cel. Aquesta imatge ha estat reprocessada des de llavors. Les imatges infraroges mostren regions de formació estel·lar al llarg dels braços en espiral de la galàxia i a banda i banda del nucli.

Les observacions d'ISOCAM d'aquesta font han estat discutides en el document "ISOCAM Mapping of the Whirlpool Galaxy (M 51)", Sauvage M. et al. que va aparèixer al número dedicat a ISO de l'"Astronomy and Astrophysics Letters".

M51 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog

Quines són les estacions a la Terra?

Dossier: 10 preguntes essencials sobre l’Univers

En girar-se un cop al dia, el nostre planeta triga un any a realitzar una revolució al voltant del Sol a una distància mitjana de 150 milions de quilòmetres. Si l’eix de rotació fos perpendicular al seu pla orbital, la durada del dia i de la nit seria sempre la mateixa, ja sigui a l’ equador, al nord o al sud dels tròpics.

Però l’eix terrestre s’inclina 23 graus de la vertical. Això implica que la durada del dia i de la nit varia al llarg de l'any. Quan l’ hemisferi nord s’inclina cap al sol, és hivern; els dies són curts i les nits són llargues. Sis mesos després, l’eix nord s’inclina en sentit contrari al Sol, és l’estiu; els dies són llargs i les nits són curtes. A l’ hemisferi sud, és al contrari. 

Clic per engrandir. Alternança de les estacions a l'hemisferi nord. Crèdit: Wikipedia.

Com es poden alterar les estacions?

Tanmateix, aquest ball immutable de les estacions es pot desbaratar. En el passat, la Terra ha tingut llargs períodes glacials i períodes de calor tropical. La darrera glaciació data de fa 11.000 anys. Ens trobem avui en un període relativament tranquil. Anem lentament cap a una era tropical, o tornarem a caure en una nova era de fred?

Per esbrinar, cal comprendre què pot provocar el canvi climàtic al llarg de diversos mil·lennis. Els astrònoms han trobat l'explicació: les variacions de l' òrbita i la inclinació de l'eix de rotació de la Terra són l'origen de les grans èpoques climàtiques.

- La primera variació és el balanceig de l’eix de rotació de la Terra. Igual que un punt de gir, el nostre planeta té un moviment giratori mentre gira al voltant de l'espai. Aquest fenomen, anomenat precessió*, té un cicle de 26.000 anys.

- La segona variació afecta la inclinació de l’eix de rotació, és a dir l’angle que fa amb la vertical al pla de l’òrbita. Aquesta inclinació, que és la causa de les estacions, varia entre 22 i 24 graus segons un cicle de 41.000 anys.

- La tercera variació canvia la forma de l’òrbita terrestre. Ara es troba molt a prop d’un cercle, de manera que el contrast entre les estacions de l’hemisferi sud i l’hemisferi nord, segons si la Terra està més o menys a prop del Sol, és feble. Però l’òrbita terrestre tendeix a deformar-se i, cada 100.000 anys, es transforma en una el·lipse més allargada, que accentua molt les variacions de distància del Sol. 

Aquests tres moviments varien l’angle i la intensitat sota la qual la radiació solar colpeja aquest o aquell punt de la superfície terrestre. Es combinen entre si de manera complexa i són capaços, a la llarga, de canviar completament el patró de les estacions. Un pocs per cent més o menys de la llum solar, acumulada al llarg de segles, acaba provocant grans sequeres o llargues glaciacions.

Però els climatòlegs són incapaços de dir amb certesa si, durant els propers segles, la Terra avança cap a un període més càlid o cap a un període més fred. L’escalfament global actual, degut en part a l’activitat humana, podria alterar la periodicitat astronòmica dels climes.

Podeu accedir a l'índex del blog sobre el dossier "10 preguntes essencials sobre l'Univers" fent un clic aquí.

Per saber-ne més

* La precessió és el moviment semblant al que realitza la part superior d'un giroscopi (o d'una baldufa) en girar quan el seu eix instantani de rotació (CIR) no coincideix amb la perpendicular a terra on se situa o desplaça la trompa. La Terra, com que el seu CIR no és perpendicular al pla format pel seu moviment de translació, també presenta una precessió. A causa d'aquest moviment, la posició que indica l'eix de la Terra en l'esfera celeste es desplaça seguint un cercle tancat cada 25.800 anys (any platònic). El cercle de la precessió té el seu centre en el pol de l'eclíptica; a conseqüència d'això, la posició dels pols celestes canvia contínuament. La precessió és causada per la força gravitatòria de la Lluna, el Sol i la resta de planetes sobre la inflor equatorial de la Terra. El canvi en la direcció de l'eix de rotació de la Terra provoca una variació del pla de l'equador i, per tant, de la línia de tall de tal pla amb l'eclíptica. Aquesta línia assenyala en l'esfera celeste la direcció del punt Àries, que retrograda sobre l'eclíptica, fenomen denominat precessió dels equinoccis. Font: Wikipedia

Autor de l'original: Jean-Pierre Luminet

Ho he vist aquí 

Per què veiem la sang blava a les nostres venes?

La sang que flueix per les nostres venes és vermella. Però, per què de vegades la veiem blava?

Aquesta és una pregunta que jo també m'havia fet en el seu moment, i té una senzilla explicació.

La sang és vermella en la majoria dels animals. Un color degut a una proteïna continguda en els glòbuls vermells o hematies. L’hemoglobina, el nom d'aquesta proteïna, té la funció de fixar l’oxigen en els glòbuls vermells per abastir tots els teixits. I si la sang es vermella, doncs per què apareix blava a les venes?

La pell només deixa passar la llum blava

Els científics han investigat per què els vasos que contenen sang poden ser blavosos en el teixit humà (un estudi del 1996). Van mostrar que el color dels vasos sanguinis estava determinat per diversos factors com ara les característiques de difusió i absorció de la pell a diferents longituds d'ona, l'estat d'oxigenació de la sang, que afecta les seves propietats d'absorció, el diàmetre i la profunditat dels vasos.

De fet, quan les venes s’observen a través de la pell, si semblen blaves, es deu al filtre que constitueix la pell, que permet passar només a la llum blava. Però si poguéssim observar les nostres artèries, que sovint no és possible perquè estan situades a més profunditat en la pell, també les veuríem blaves.

Clic per engrandir. Als esquemes, les venes sovint es representen en blau i
les artèries en vermell. © HANK, Fotolia

El color vermell de la sang està relacionat amb l’hemoglobina

Per fixar l’oxigen, l’hemoglobina té una estructura especial, l’hemo, a on un àtom de ferro té el paper de fixador. Precisament l’oxidació d’aquest àtom de ferro és la que dóna a la sang el seu color vermell, com el color vermell del rovell, que no és altra cosa que el ferro oxidat.

Aleshores és normal tenir en compte que la sang oxigenada, continguda a la majoria de les artèries, és d’un color vermell més viu que la sang menys oxigenada de les venes, que després és de color vermell fosc.

La llegenda de la sang blava de les venes també prové del fet que, en un diagrama, sovint hom dibuixa les venes en blau per distingir-les millor de les artèries, representades en vermell.

Conclusió això de la sang blava és una gran mentida.

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M50

Descobert possiblement per Giovanni Domenico Cassini abans del 1711. Descobert independentment per Charles Messier el 1772.

Aquest cúmul va ser descobert el 5 d'abril de 1772 per Charles Messier, però possiblement Cassini ja l'havia descobert abans del 1711, d'acord a un informe del seu fill, Jacques Cassini, en el seu llibre de 1740, Elements d'Astronomia (Elements of Astronomy).

El cúmul obert M50 es troba probablement a uns 3.200 anys llum de distància. El seu diàmetre angular és de prop de 15x20' que es correspon a una extensió lineal de 20 anys llum aproximadament, la seva densa part central és de tot just uns 10' o 10 anys llum de diàmetre. JE Gore, basat en plaques fotogràfiques preses per Isaac Roberts en 1893, ha estimat la població del seu cos central en unes 200 estrelles. El tipus Trumpler del cúmul aquesta donat com I,2,m (Glyn Jones), II,3,m (Sky Catalog 2000) o II,3,r (Götz). La seva aparença visual és descrita com una 'figura en forma de cor' per Malles i Kreimer.

Clic per engrandir. Crèdit imatge: Wikisky

D'acord a Kenneth Glyn Jones, l'estrella més brillant és de tipus espectral B8 i de magnitud 9,0, mentre que l'Sky Catalog 2000 li atorga un tipus espectral B6 i magnitud 7,85, i la seva edat s'ha estimat en 78 milions d'anys. 7' al sud del centre es troba una gegant vermella M, contrastant excepcionalment amb les seves estrelles veïnes de color blanc-blau. El cúmul també conté algunes gegants grogues.

M50 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog 

 

 

 

Per què els planetes són rodons?

Dossier: 10 preguntes essencials sobre l’Univers

Els planetes del nostre sistema solar. Clic per engrandir. Crèdit imatge: NASA

La Terra és rodona, però també la Lluna, els altres planetes, el Sol i les estrelles. L’explicació la trobareu a la teoria de la gravitació universal elaborada per Isaac Newton al segle XVII. Dues partícules materials s’atrauen mútuament, la força d’atracció és proporcional a la seva massa i a la inversa del quadrat de la seva distància.

En un cos sòlid o líquid, les forces d’atracció mútues entre totes les partícules estan compostes, i tot passa com si les partícules estiguessin atretes a un mateix punt, que és el centre de gravetat del cos. Així, a la superfície de la Terra, els cossos són atrets per tota la massa de la Terra com si estigués reunit al centre. Aquesta és la raó de la gravetat i és per això que els objectes cauen verticalment cap al centre del planeta. En aquestes condicions, un cos celeste suficientment massiu s’estableix de manera natural en un estat d’equilibri hidrostàtic que, en absència de rotació, li confereix una forma perfectament esfèrica.

En un còdol, la mida del qual és petita, les forces d’atracció no són suficients per superar la resistència de la roca a la deformació, i la seva forma és irregular. El mateix amb els asteroides i els nuclis de cometes, el radi dels quals generalment no supera les desenes de quilòmetres: són de forma irregular, com les roques. Només els planetes nans el radi dels quals és superior a uns cinc-cents quilòmetres (el valor precís depèn de la rigidesa del mantell rocós) prenen una forma esfèrica, perquè les forces gravitacionals són prou grans com per formar-les en una bola. El mateix per al Sol i les estrelles, que són molt més massives que els planetes.

Comparació de les mides dels planetes rocosos del nostre sistema solar.
D'esquerra a dreta:Mercuri, Venus, Terra i Mart. © NASA, domini públic

La Terra, una esfera aplanada als pols

Tingueu en compte, però, que la Terra és una esfera només en primera aproximació; es troba lleugerament aplanada als pols i s’infla a l’equador, de manera que la distància d’un pol al centre de la Terra és menor que a uns vint quilòmetres d'un punt de l’equador. El motiu és que la Terra gira sobre si mateixa i és la força centrífuga la que fa que s'aplani. El mateix passa amb els altres planetes, les estrelles i fins i tot els forats negres ...

A més, si no sentim que la Terra gira, és perquè girem al mateix temps que ella i la seva atmosfera , i que aquesta velocitat és constant. Quan es mou en un vehicle amb una velocitat uniforme, no se sent el moviment més que si es troba en repòs. El que el nostre cos percep són acceleracions. Es percep un frenada al cotxe, un forat d' aire o una sacsejada a la carretera, perquè cadascun d'aquests esdeveniments representa una acceleració. Sentim també la rotació d’un carrusel que gira. Aquesta és la força centrífuga; també existeix a la Terra, però és massa feble per contrarestar la nostra massa recolzada per la gravetat.

Podeu accedir a l'índex del blog sobre el dossier "10 preguntes essencials sobre l'Univers" fent un clic aquí.

Autor de l'original: Jean-Pierre Luminet
 Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M49

Descoberta el 1771 per Charles Messier.

La galàxia el·líptica Messier 49 (M49, NGC 4472) és una de las galàxies membre més brillants del Cúmul de la Verge.

La galàxia el·líptica M49 va ser el primer membre del Cúmul de la Verge descobert per Charles Messier, que la va catalogar el 19 de febrer de 1771. És a més la segona galàxia descoberta més enllà del Grup Local després del descobriment de Lacaille de la M83.

Vuit anys després, el 22 d'abril de 1779, en ocasió del seguiment del cometa d'aquest any, i a la recerca de més objectes nebulosos en competició amb altres observadors, Barnabas Oriani va redescobrir independentment aquesta "nebulosa". En el seu Catàleg Bedford (Bedford Catalogue) de 1844, l'Almirall William H. Smyth va confondre aquest descobriment amb el de Messier i va afirmar erròniament: "Aquest objecte va ser descobert per Oriani el 1771". Jonh Herschel va incórrer de nou en aquest error en el seu Catàleg General (General Catalogue, GC) de 1864, atribuint de nou el descobriment a "1771 Oriani". La confusió també es va difondre a través del Nou Catàleg General (New General Catalogue, NGC) de JLE Dreyer.

M49 és una de les galàxies més brillants del Cúmul de Verge amb la seva magnitud aparent 8,5, que correspon a una magnitud absoluta d'aproximadament -22,8, respecte a la seva distància d'uns 60 milions d'anys llum. És una de les galàxies el·líptiques gegants d'aquest gran cúmul (a més de la M60 i la M87) i pertany al tipus E4 segons la classificació de Hubble. La seva extensió de 9x7,5 min/arc és pròpia d'una el·lipsoide amb un eix major projectat d'uns 160.000 anys llum (naturalment no coneixem l'extensió real de la línia d'observació cap a nosaltres, així com tampoc l'orientació espacial dels eixos reals de la el·lipsoide); però és una gran el·lipsoide. Algunes antigues estimacions suggerien una massa superior a la de la propera M87, però ara es dóna per fet que la M87 és molt més densa. Amb el seu tipus espectral G-7 i el seu índex de color +0,76, és més groga que la majoria de les galàxies del Cúmul de Verge. Exposicions més llargues mostren un sistema de dispersió globular que està, però, molt menys poblat que el de la M87 i que és més comparable al de la M60. Segons la llista de WE Harris, aquesta galàxia té un sistema de 6.300 +/- 1.900 cúmuls globulars.

Clic a la imatge per engrandir.

La nebulositat poc definida que hi ha prop de l'estrella més brillant a la zona superior dreta és probablement un petit i feble acompanyant, que també apareix a la imatge DSSM (observeu l'orientació oposada d'aquestes imatges). A la imatge es poden veure molt més acompanyants febles, entre ells la relativament brillant NCG (NGC) 4470 (magnitud fotogràfica 13,0). L'estrella que es troba en primer pla va ser esmentada per primera vegada per John Herschel, i té magnitud aparent 13, de manera que podria ser erròniament presa per una supernova per observadors poc familiaritzats amb aquesta galàxia.

Halton Arp ha inclòs la M49 amb el número 134 en el seu Catàleg de Galàxies Peculiars (Catalogue of Peculiar Galaxies) com "El·líptica amb fragments propers".

Clic per engrandir.

Una probable supernova, la 1969Q, de magnitud aparent 13,0 va ser descoberta en aquesta galàxia al juny de 1969.

M49 al web del SEDS

Índex del Catàleg Messier del blog