Clic per engrandir. El fenomen Steve sembla una aurora polar, però no ho és. Crèdit: NASA
Observat per primera vegada el 2015, el fenomen lluminós Steve sembla una aurora polar, encara que la física que hi ha darrere no sigui la mateixa. La nit del 7 al 8 d'agost, quan una tempesta solar va colpejar la Terra, aquesta estranya ratlla lluminosa va tornar a aparèixer, aquesta vegada al sud del Canadà. De fet, STEVE son las sigles en angles de "Strong Thermal Velocity Enhancement", que ho podem traduir com a "fort augment de la velocitat tèrmica".
Gràcies a Adrien Mauduit, deixeu-vos portar per la contemplació d'aquestes superbes aurores polars que apareixen a altes latituds, dibuixant immenses volutes en moviment, segons el vent solar. Crèdit: Adrien Mauduit, YouTube.
Encara no es coneix l'origen d'aquest fenomen, tot i que des de la seva primera documentació l'any 2017 se'n tenen sospites. La nit del 7 al 8 d'agost de 2022 es va observar una aparició celeste lluminosa més estranya al sud del Canadà. Es conegut com a "Steve Phenomenon", per l'augment de la velocitat d'emissió tèrmica. Aquest fenomen conegut recentment es produeix només quan les tempestes solars impacten a la Terra.
Tanmateix, els vents solars provocats per aquestes tempestes contenen diferents partícules carregades d'alta energia. Per tant serien l'origen de Steve. I són aquests vents solars els que estan a l'origen de les aurores, el color de les quals correspon als elements de l'atmosfera que s'ionitzen durant les seves interaccions amb les partícules carregades.
Clic per engrandir. Un gran espectacle de STEVE la nit passada del 7 al 8 d'agost, recorrent el cel en forma d'arc i mostrant els seus dits verds breument durant uns 2 minuts. STEVE va durar prop de 40 minuts, apareixent quan l'aurora Kp5 al nord va disminuir. Això va ser a les 12.30 MDT (UTC-6) des del sud d'Alberta (Canadà).
Steve apareix a les zones subaurorals
Malgrat això en el cas de Steve, la física difereix: Steve encara que apareix durant les tempestes solars, però després de les aurores a latituds molt inferiors a les que es produeixen, anomenades zones subaurorals. "L'Steve va durar uns 40 minuts, apareixent quan les aurores del nord s'apagaven", va escriure el fotògraf Alan Dyer, que va captar el fenomen.
Així, el seu origen es troba en un altre lloc. Consisteix en una llarga cinta morada acompanyada -o no- d'una mena de serrells verds que desapareix en pocs minuts. La llum violeta pot durar més d'una hora. Els científics creuen que Steve es va originar a partir de col·lisions a gran velocitat entre partícules carregades a la ionosfera. El resultat: gas ionitzat calent, anomenat plasma. Almenys per a la part morada. La llum verda, en canvi, resultaria de la turbulència en aquest plasma, que ionitzaria localment els àtoms d'oxigen.
Clic per engrandir. Els científics van comparar prèviament els albiraments a terra amb les dades de la missió Swarm de la ESA per demostrar que el fenomen Steve es compon en realitat d'un corrent de partícules atòmiques extremadament calentes que es mou ràpidament. Ara han determinat els rangs d'altitud.
Clic per engrandir. Imatge de STEVE capturada per Alan Dyer. Crèdit: Alan Dyer. AmazingSky.com
Clic per engrandir. La visió de Fermi del cel gamma millora constantment. Aquesta imatge de tot el cel inclou 3 anys d'observacions del Telescopi de Gran Àrea de Fermi (LAT). Mostra com apareix al cel a energies superiors a 1.000 milions d'electrons volts (1GeV). Els colors més clars indiquen fonts de raigs gamma més brillants. Una resplendor difusa omple el cel i és més brillant al llarg del pla de la nostra galàxia (centre). Fonts discretes de raigs gamma inclouen púlsars i restes de supernoves de la nostra galàxia, així com galàxies llunyanes alimentades per forats negres supermassius. Crèdit: Col·laboració NASA/DOE/Fermi LAT
L'astronomia de multimissatgers permet estudiar els fenòmens astrofísics, en particular combinant l'observació de fotons a diferents longituds d'ona amb l'espectre de partícules carregades a alta energia que arriben als límits de l'atmosfera terrestre. Algunes d'aquestes partícules carregades són protons i cada cop hi ha proves creixents que aquests raigs còsmics són accelerats per explosions de supernoves.
Un púlsar "vídua negra" devora la seva parella. Quan es tracta d'aranyes, les aranyes vídues negres són les que devoren els seus companys després de l'aparellament. I els astrònoms han observat un comportament similar al cel. Quan un púlsar i una estrella de poca massa formen un sistema binari. Davant la radiació emesa pel púlsar, l'estrella té poques possibilitats de sobreviure durant molt de temps. Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo. Crèdit: NASA Goddard
Fa un segle que la noosfera va descobrir l'existència dels raigs còsmics. Això ha permès avançar en el nostre coneixement de les partícules elementals i, de passada, demostrar l'existència d'antimatèria abans que les partícules exòtiques, i l'existència fugaç demostrada en els raigs còsmics, fossin fabricades per col·lisions de partícules a energies cada cop més altes.
L'estudi dels raigs còsmics continua, ja perquè algunes de les partícules presents s'han accelerat fins a energies impossibles d'assolir fins i tot amb el LHC avui dia, però també perquè proporcionen informació sobre fenòmens astrofísics. L'estudi dels neutrins còsmics, per exemple, ens pot ajudar a entendre els nuclis actius de les galàxies, subministrades amb energia fent girar forats negres supermassius que acretin matèria.
Però hi ha una trampa, els raigs còsmics són majoritàriament partícules carregades, el que significa que en els camps magnètics turbulents dins de les galàxies són desviats per aquests camps i es mouen a través d'ells realitzant un moviment brownià i, per tant, estocàstic. És evident que la direcció d'on sembla provenir un protó molt energètic a la volta celeste, creant una pluja de partícules secundàries en xocar amb un nucli de l'atmosfera superior, pot no tenir res a veure amb el seu lloc d'origen a la mateixa volta del cel.
Afortunadament, els astrofísics són intel·ligents i tenen una eina i una estratègia per rastrejar l'origen d'alguns d'aquests protons d'alta energia a la Via Làctia. Acaben de publicar un article sobre aquest tema, una versió d'accés obert del qual es pot trobar a arXiv.
Els PeVatrons1 a l'origen de certs raigs còsmics serien de fet supernoves. Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo. Crèdit: Centre de vol espacial Goddard de la NASA.
Protons més de 100 vegades més energètics que al LHC
Aquesta eina és el telescopi gamma de la NASA a l'espai, anomenat Fermi, en honor al famós físic italià que va proposar el primer dels mecanismes per accelerar els raigs còsmics, mecanismes que es troben associats a les ones de xoc de les explosions de supernoves en el medi interestel·lar.
Fa uns anys, les observacions de Fermi de restes de supernoves ja havien confirmat l'existència dels mecanismes avançats per als protons còsmics, que en altres llocs són el component principal dels raigs còsmics, tot i que es poden trobar positrons i nuclis.
Per tant, avui els astrofísics expliquen que de manera similar van utilitzar uns 12 anys de mesures de flux gamma per Fermi d'un romanent de supernova i que aquestes mesures van confirmar que almenys aquesta resta era efectivament un accelerador de protons que els donaven energies almenys iguals al PeV, és a dir, almenys 100 vegades l'energia d'un protó accelerat al LHC.
Aquest romanent de supernova, anomenat G106.3+2.7, és per tant un autèntic PeVatron i es troba a la constel·lació de Cefeu, una constel·lació circumpolar de l'hemisferi nord, a uns 2.600 anys llum del Sistema Solar. Conté en el seu cor un púlsar anomenat J2229+6114 que tenim moltes raons per pensar que com tots els altres púlsars, és una estrella de neutrons deixada per l'explosió d'una estrella a l'origen del romanent de supernova G106.3+2.7.
Els investigadors van establir l'espectre d'energia dels fotons gamma entre 100 GeV i 100 TeV estudiant les dades recollides per Fermi. Aquest espectre no és compatible amb el dels fotons gamma que serien produïts principalment per electrons d'alta energia que xoquen amb fotons de radiació fòssil donant-los part de la seva energia segons un efecte Compton invers (sabem que els púlsars són acceleradors d'electrons i positrons ). Si fossin electrons, entraria en conflicte amb la forma de l'espectre en el domini de ràdio i X associat a G106.3+2.7.
Com fa uns anys, arribem, doncs, a la conclusió que els fotons gamma observats per Fermi provenen de la desintegració de mesons π neutres, mesons π produïts per col·lisions que impliquen protons a energies que poden assolir i superar el PeV.
Clic per engrandir. Aquesta imatge composta, feta amb fotografies fetes per diversos telescopis, mostra el romanent de supernova IC 443, situat a 5.000 anys llum del Sol a la constel·lació dels Bessons. De vegades s'anomena nebulosa Medusa. Les emissions de raigs gamma observades per Fermi es mostren aquí en magenta i les del visible en groc. Els altres colors corresponen a emissions en infraroigs. Crèdit: NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration, NOAO/AURA/NSF, JPL-Caltech/UC.
1 Un PeVatron és un accelerador (natural) que dóna a les partícules subatòmiques (essencialment protons, electrons i fotons) una energia superior a 100 TeV (1014 eV), per tant de l'ordre d'un petaelectronvolt (1 PeV = 1015 eV) o més. Un protó PeVatron es va localitzar l'any 2016 al centre galàctic1. El 2021, es van detectar 530 fotons amb una energia superior a 100 TeV (fins a 1,4 PeV), procedents de 12 fonts diferents (incloent-hi només una ben identificada, la nebulosa del Cranc).
El PeVatrón: Es creu que els raigs còsmics amb energies de Petaelectronvolts (PeV) s'originen en fonts de la nostra galàxia anomenades PeVatrons. Hi ha arguments sòlids que suggereixen que els Romanents de Supernova (SNR) són capaços d'accelerar els raigs còsmics a aquestes energies, donant lloc a raigs gamma a centenars de TeV (cents de milers de milions més energètics que la llum visible). Tot i això, els SNR no estan encara fermament confirmats com PeVatrons i els astrònoms segueixen buscant activament aquests acceleradors extrems. Més informació aquí.
Clic per engrandir. Encèlad, una de les llunes de Saturn. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute
Aquesta seqüència d'imatges procedeix de la darrera observació de la ploma d'Encèlad realitzada per la nau espacial Cassini de la NASA l'any 2017, la incorporem al blog degut al seu interès.
Les imatges es van obtenir durant aproximadament 14 hores mentre les càmeres de Cassini miraven fixament l'activa lluna gelada. La vista durant tota la seqüència és de la cara nocturna de la lluna, però la perspectiva de Cassini d'Encèlad canvia durant la seqüència. La pel·lícula comença amb una vista de la part de la superfície il·luminada per la llum reflectida de Saturn i passa a un terreny completament sense il·luminar. El temps d'exposició de les imatges canvia cap a la meitat de la seqüència per fer visibles els detalls més febles. (El canvi també fa visibles les estrelles del fons).
Les imatges d'aquesta seqüència de la pel·lícula es van prendre el 28 d'agost del 2017, utilitzant la càmera d'angle estret de Cassini. Les imatges van ser adquirides a una distància d'Encèlad que va canviar de 1,1 milions a 868.000 quilòmetres. L'escala de la imatge canvia durant la seqüència de 7 a 5 quilòmetres per píxel.
Cassini és un projecte cooperatiu de la NASA, l'ESA (Agència Espacial Europea) i l'Agència Espacial Italiana (ASI). El Laboratori de Propulsió a Jet (JPL), una divisió de Caltech a Pasadena, gestiona la missió per a la Direcció de Missions Científiques de la NASA, a Washington. L'orbitador Cassini i les seves dues càmeres de bord van ser dissenyats, desenvolupats i acoblats al JPL. El centre d'operacions d'imatge té la seu al Space Science Institute de Boulder, Colorado.
Per a més informació sobre la missió Cassini-Huygens, feu un clic aquí o aquí. Per accedir a la pàgina web de l'equip d'imatges de Cassini feu una altre clic aquí.
Clic per engrandir. Crèdits: Raigs-X; NASA/SAO/CXC; Infraroig; NASA/JPL-Caltech/A. Tappe i J. Rho
Les supernoves són les morts explosives dels estels més massius de l'univers. En morir, aquests objectes llancen potents ones cap al cosmos, destruint gran part de la pols que les envolta.
Aquesta composició del 2007 del telescopi espacial Spitzer de la NASA i de l'observatori de raigs X Chandra mostra el romanent d'aquesta explosió, conegut com a N132D, i l'entorn on s'està expandint. En aquesta imatge, la llum infraroja de 4,5 micres es mapeja en blau, la de 8,0 micres en verd i la de 24 micres en vermell. Per la seva banda, la llum de raigs X de banda ampla es representa en color porpra. El romanent en si mateix es veu com una closca rosada de gas al centre d'aquesta imatge. El color rosat revela una interacció entre les ones de xoc d'alta energia de l'explosió (originalment porpra) i els grans de pols circumdants.
Fora del romanent central, les petites molècules orgàniques anomenades hidrocarburs aromàtics policíclics, o PAH, es mostren en tons verds. Per la seva banda, els punts blaus representen les estrelles de l'interior que es troben a la línia de visió entre els observatoris i N132D.
Aquesta imatge va ser considerada per la NASA el 19 de juliol de 2022 com la seva imatge del dia.
El NOIRLab de la NSF revela una impressionant imatge de galàxies espirals en fusió
Clic per engrandir. Una nova i evocadora imatge captada pel telescopi Gemini North, a Hawaii, revela un parell de galàxies espirals que interactuen entre si -NGC 4568 i NGC 4567- mentre comencen a xocar i fusionar-se. Aquestes galàxies estan enredades pel seu camp gravitatori mutu i s'acabaran combinant per formar una única galàxia el·líptica d'aquí a uns 500 milions d'anys. A la imatge també són visibles les restes brillants d'una supernova que es va detectar el 2020.
Gemini North, un dels telescopis bessons de l'Observatori Internacional Gemini, operat pel NOIRLab de la NSF, ha observat les fases inicials d'una col·lisió còsmica a uns 60 milions d'anys llum de distància en direcció a la constel·lació de Verge. Les dues majestuoses galàxies espirals, NGC 4568 (a baix) i NGC 4567 (a dalt), són a punt de patir un dels esdeveniments més espectaculars de l'univers, una fusió galàctica. Actualment, els centres d'aquestes galàxies continuen estant a 20.000 anys llum de distància (aproximadament la distància de la Terra al centre de la Via Làctia) i cada galàxia continua conservant la forma original de molinet. No obstant, aquestes plàcides condicions canviaran.
A mesura que NGC 4568 i NGC 4567 s'apropen i es fusionen, les seves forces gravitatòries enfrontades desencadenaran ràfegues de formació estel·lar intensa i distorsionaran salvatgement les seves estructures majestuoses. Al llarg de milions d'anys, les galàxies giraran una vegada i una altra en bucles cada cop més estrets, arrossegant llargs fils d'estrelles i gas fins que les seves estructures individuals es barregin tant que sorgeixi del caos una única galàxia, essencialment esfèrica. En aquell moment, gran part del gas i la pols (el combustible per a la formació d'estrelles) d'aquest sistema s'haurà esgotat o expulsat.
Clic per engrandir. Aquesta imatge del telescopi Gemini North, situat a
Hawaii, mostra un parell de galàxies espirals que interactuen entre si
-NGC 4568 (a baix) i NGC 4567 (a dalt)- mentre comencen a xocar i
fusionar-se. Les galàxies acabaran formant una única galàxia el·líptica
en uns 500 milions d'anys. Crèdit: International Gemini
Observatory/NOIRLab/NSF/AURA. Processament de la imatge: T.A. Rector
(University of Alaska Anchorage/NSF's NOIRLab), J. Miller (Gemini
Observatory/NSF's NOIRLab), M. Zamani (NSF’s NOIRLab) & D. de Martin
(NSF’s NOIRLab).
Aquesta fusió és també una bestreta del que passarà quan la Via Làctica i la seva gran veïna galàctica més propera, la Galàxia d'Andromeda, col·lisionin d'aquí a uns 5.000 milions d'anys.
Una regió brillant al centre d'un dels braços espirals de NGC 4568 és el resplendor d'una supernova -coneguda com a SN 2020fqv- que es va detectar el 2020. La nova imatge de Gemini es va produir a partir de dades preses el 2020.
Gràcies a la combinació de dècades d'observacions i models informàtics, els astrònoms disposen ara de proves convincents que les galàxies espirals que es fusionen es converteixen en galàxies el·líptiques. És probable que NGC 4568 i NGC 4567 acabin semblant a la seva veïna més madura Messier 89, una galàxia el·líptica que també resideix al Cúmul de Verge. Amb la seva escassetat de gas per a la formació d'estrelles, Messier 89 presenta ara una formació estel·lar mínima i es compon principalment d'estrelles velles de baixa massa i antics cúmuls globulars.
Clic per engrandir. Aquesta imatge del telescopi Gemini North, situat a
Hawaii, mostra un parell de galàxies espirals que interactuen entre si
-NGC 4568 (a baix) i NGC 4567 (a dalt)- mentre comencen a xocar i
fusionar-se. Les galàxies acabaran formant una única galàxia el·líptica
en uns 500 milions d'anys. A la imatge també es mostren les restes
brillants d'una supernova que es va detectar el 2020. Crèdit:
Observatori Internacional Gemini/NOIRLab/NSF/AURA. Processament de la
imatge: T.A. Rector (University of Alaska Anchorage/NSF's NOIRLab), J.
Miller (Gemini Observatory/NSF's NOIRLab), M. Zamani (NSF's NOIRLab)
& D. de Martin (NSF's NOIRLab).
Crèdit: Imatges i Videos: International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA/F. Summers (STScI), G. Besla (Columbia University), i R. van der Marel (STScI) Processament de les imatges: T.A. Rector (University of Alaska Anchorage/NSF’s NOIRLab), J. Miller (Gemini Observatory/NSF's NOIRLab), M. Zamani (NSF’s NOIRLab). Música: Stellardrone - A Moment of Stillness. YouTube.
L'avançada tecnologia del telescopi Gemini North, inclòs l'espectrògraf multiobjecte Gemini North (GMOS-N), i l'aire sec sobre el cim del volcà Mauna Kea, van permetre als astrònoms captar aquesta imatge espectacular.
La imatge que encapçala el post, va ser obtinguda per l'equip de Comunicació, Educació i Compromís de NOIRLab com a part del Programa d'Imatges del Llegat de NOIRLab.
Clic per engrandir. Caldwell C53. Crèdits: NASA, ESA, i J. Erwin (University of Alabama); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)
Les galàxies lenticulars com Caldwell 53 (NGC 3115), que no tenen braços espirals però presenten un bulb galàctic i un disc prominent, són intermèdies entre les galàxies espirals i les el·líptiques més conegudes. Aquesta galàxia, com la majoria de les de la seva classe, acull una població estel·lar d'edat avançada i ha esgotat gairebé tot el material de formació estel·lar. La galàxia, que es veu de perfil, està situada a 32 milions d'anys llum de la Terra, a la constel·lació de Sextant, i té una magnitud aparent de 9,9. Descoberta per William Herschel el 1787, és més fàcil d'observar durant el començament de la primavera a l'hemisferi nord i la tardor a l'hemisferi sud. Com que és una de les galàxies més brillants, Caldwell 53 es pot veure fàcilment en un telescopi petit, que mostrarà la forma fusiforme de la galàxia i la seva brillant regió central.
Caldwell 53 és potser més notable pel forat negre supermassiu que aguaita al seu centre. Una de les formes en què els astrònoms poden estimar la massa d'un forat negre és observant la temperatura del gas calent que hi és arrossegat. Utilitzant aquest mètode, els astrònoms estimen que el forat negre de Caldwell 53 té una massa aproximadament mil milions de vegades superior a la del nostre Sol. Aquesta estimació significa que Caldwell 53 alberga el forat negre de mil milions de masses solars més proper a la Terra.
Aquesta imatge de Caldwell 53 és una composició d'observacions realitzades per l'Advanced Camera for Surveys (Càmera avançada de sondejos) del Hubble a longituds d'ona infraroges i visibles. Els científics van utilitzar la informació recopilada en aquestes observacions per restringir la temperatura i la densitat del gas que envolta el forat negre supermassiu al centre de la galàxia.
Contràriament a les aparences, no totes les estrelles que pinten un bonic cel nocturn són iguals. Les estrelles formen una gran família, formada per elements de característiques molt variables d'un cas a un altre. Si tot això pot semblar complex a primera vista, podem entendre aquesta diversitat a grans trets a partir d'algunes consideracions físiques.
Va ser a la primera meitat del segle XX quan la gent va començar a descriure l'interior de les estrelles en termes de matèria física (densitat, temperatura, etc., segons la profunditat). Aquestes descripcions no es podrien confrontar amb observacions excepte pel que fa al que s'observa a la superfície (temperatura superficial, lluminositat).
Clic per engrandir. Recreació artística del satèl·lit Corot. Crèdit: Cnes, D.Ducros
L'interior dels cossos celestes era inaccessible, almenys, va ser així fins als anys 1975-1980. En aquell moment, els físics van entendre que les petites oscil·lacions superficials (desplaçaments a velocitats d'uns centenars de metres per segon, amb una periodicitat d'uns 5 minuts) eren de fet la manifestació a la superfície d'ones que es propaguen a l'interior de l'estrella.
Encara més interessant: la periodicitat d'aquestes ones proporciona informació sobre les condicions físiques que es troben dins de l'estrella. Sovint es fa l'analogia amb la d'un instrument musical: la corda d'un violí donarà una nota lleugerament diferent (o, en termes físics: oscil·larà amb un període lleugerament diferent) segons si el violí surt d'un forn o d'un congelador.
Clic per engrandir. El satèl·lit Corot, durant el seu muntatge final i les nombroses comprovacions prèvies al llançament. Crèdit: Cnes.
La sismologia de les estrelles
També és el principi de la sismologia que ens permet rastrejar informació sobre l'interior de la Terra. Així, la sismologia solar o estel·lar ens permet estimar les temperatures al cor de les estrelles: 15 milions de graus al centre del Sol. Un satèl·lit llançat sota l'egida del Cnes va poder dedicar-se, entre altres coses, a la sismologia dels estels: es tracta de la missió Corot, llançada a finals del 2006, i que des de llavors ha recollit informació sobre l'interior de les estrelles.
Clic per engrandir. El coet que va posar Corot en òrbita, unes hores abans del seu llançament des del cosmòdrom de Baikonur al Kazakhstan. Crèdit: Cnes
