Estel nan o planeta gegant? Gràcies a un potent instrument muntat al telescopi Gemini North, els astrònoms n'han fet llesques. Kepler-13b és un exoplaneta del tipus Júpiter calent. Una precisió interessant: orbita entorn de l'estrella més brillant del sistema binari Kepler-13.
Gemini és el segon programa de vol espacial tripulat dels Estats Units entre 1963 i 1966. També és el nom d'un observatori astronòmic format per dos telescopis de vuit metres, cadascun situat en un hemisferi. A Mauna Kea a Hawaii, l’ observatori Gemini North va ser posat en marxa l’any 2000. I avui, revela els secrets d’un objecte celeste allunyat i fins ara evasiu.
L' astrònom de la NASA Steve Howell diu: "Per a nosaltres, Kepler-13b seguia sent un misteri. Era una estrella de baixa massa o un exoplaneta calent com Júpiter? Els investigadors ho van poder concloure gràcies a l'instrument d'imatge Alopeke d'alta resolució (que significa guineu en hawaià). En només quatre hores curtes d’observació.
Saber-ne més.
Cada minut, Alopeke registra 1.000 exposicions de 60 mil·lisegons
cadascuna. Què, després d’un tractament matemàtic, s'obtenen imatges
lliures dels efectes nocius de les turbulències atmosfèriques. Una
tècnica proposada per l’astrònom francès Antoine Labeyrie als anys 70.
L’observatori Gemini South està equipat amb un instrument similar,
anomenat "Zorro".
L’instrument va permetre als astrònoms supervisar simultàniament les dues estrelles que formen el sistema Kepler-13, situat a uns 2.000 anys llum de la nostra Terra , mentre vigilaven els canvis de lluentor durant el trànsit del suposat exoplaneta. I aixó és el que van revelar les dades recollides.
És gràcies a un instrument d’imatge d’alta resolució i al potent telescopi Gemini North
Un exoplaneta gegant al voltant de l'estrella més brillant
Una forta disminució de la llum de Kepler A durant el trànsit demostra que estem en presència d’un planeta gegant, d’una mida propera a la de Júpiter. I a més, orbitant a l'estrella més brillant del sistema binari.
Però és comparant imatges enregistrades en la longitud d'ona del roig i el blau que els astrònoms podrien aclarir realment la naturalesa de Kepler-13b. Expliquen de fet un forat dues vegades més profund en la llum blava de l'estrella que en la llum vermella, perquè l'exoplaneta responsable està calent, amb una atmosfera molt extensa, que bloqueja la llum blava de manera més eficaç. Una atmosfera extensa que probablement deu a la seva exposició a la intensa radiació de la seva estrella hoste.
Aquest treball hauria d’obrir el camí per a molts més. Perquè aproximadament la meitat dels exoplanetes coneguts giren al voltant de dobles estrelles. I per entendre aquests sistemes complexos, els astrònoms tenen ara "tecnologies [imatges d'alta resolució associades a telescopis potents] capaços de fer observacions sensibles al temps i examinar detalls fins amb una claredat excepcional". Conclou Steve Howell.
Dues lleis fonamentals de la física relativista regeixen el flux del temps en funció de la velocitat . El primer afirma que la velocitat de la llum és un límit no només insuperable, sinó fins i tot inaccessible per a qualsevol cos que tingui una massa diferent de zero (l’única excepció coneguda, per tant, són els fotons, les partícules de llum i els hipotètics gravitons associats a les ones gravitacionals). La segona afirma que el temps és una mica "elàstic", en el sentit que si es augmenta la velocitat pròpia, es redueix el ritme.
La primera llei, sobre la limitació de velocitat imposada per la llum, pot semblar arbitrària, un dia que es pot superar en el marc d’una teoria més avançada que la relativitat, com va passar sovint a la història de la ciència. No és així: no és realment en la velocitat que arriba el límit, sinó en l’energia. Tenim la certesa, tant teòrica com experimental, que per accelerar un objecte (si només és una partícula elemental) a una velocitat que tendeix cap a la velocitat de la llum, hem de donar-li una energia que tendeix a l’infinit. Per tant, la limitació entra dins del significat. Tot i això, els físics han imaginat un món anomenat "superlumínic", en el qual totes les partícules, anomenades taquions, circulen més ràpidament que la llum. Per això, caldria que aquestes partícules tinguessin una massa representada per un nombre matemàtic imaginari; per tant, no són reals, i el món dels taquions és una pura fantasia de la ment.
Sobre la qüestió del "rejoveniment" en viatjar a gran velocitat, la famosa paradoxa dels "bessons" dóna una il·lustració impressionant. Ens imaginem que un dels bessons parteix en un coet per explorar l'Univers llunyà a una velocitat propera a la de la llum, mentre que el seu germà roman a la Terra. Quan el viatger torna i troba el seu germà, els càlculs relativistes indiquen que aquest darrer –igual que la resta del planeta– té 40 anys, mentre que el viatger només té cinc anys més que inicialment. De fet, no s'ha "rejovenit", però el seu propi temps s'ha esgotat amb menys rapidesa que si hagués quedat sedentari.
No hi ha contradicció aquí, però si una conseqüència inevitable de la física relativista. L’experiment es va dur a terme amb rellotges atòmics bessons ultra-precisos, un restant a la Terra, l’altre a bord d’un avió. A la tornada, es va comprovar que el rellotge itinerant havia "guanyat" unes milionèsimes de segons per sota del rellotge sedentari, perfectament d'acord amb les prediccions de la relativitat. La petitesa de la diferència es deu al fet que la velocitat d’un avió és molt baixa en comparació amb la de la llum. El mateix passa amb els experiments realitzats en acceleradors de partícules, on arriben al 99,99% de la velocitat de la llum. El seu temps de vida "en vol" es multiplica per 20 en comparació amb el temps de vida en repòs.
Al cap i a la fi, no diem que els viatges formen a la joventut?
Accedir l'índex del blog sobre el dossier "10 preguntes essencials sobre l'Univers" fent un clic aquí.
Aquest famós cúmul, M44, és conegut també com Praesepe (pessebre en llatí). És també un dels objectes més fàcilment recognoscible a primera vista, i per això conegut des de temps prehistòrics. Algunes antigues tradicions populars estan associades amb ell: Els Grecs i Romans veien aquesta "nebulosa" com el pessebre (Phatne en Grec) associat amb dos ases que menjaven d'ell, Asellus Borealis, l'Ase del Nord (Gamma Cnc, tipus espectral A1 V , magnitud 4,7, distància 155 anys llum) i Asellus Australis, l'Ase del Sud (Delta Cnc; espectre K0 III, magnitud 3,9, distància 155 anys llum). Eratòstenes va informar que aquests eren els ases que els déus Dionís i Silè van muntar en la batalla contra els Titans, els qui es van espantar pel bram dels animals així que els déus van guanyar. Com a recompensa, els ases van ser posats al cel juntament amb Phatne. Aratos > (260 AC) va esmentar aquest objecte com "una petita boira", Hiparlo (130 AC) va incloure aquest objecte en el seu catàleg d'estrelles i el va anomenar "el petit núvol" o "Estel ennuvolat". Ptolemeu l'esmenta com una de les 7 nebuloses que ell va anotar en el seu Almagest , i el descriu com "La massa de la nebulosa al pit (de Càncer)". D'acord a Burnham, apareixia a la carta de Johann Bayer (al voltant del 1600 DC) com "Nubilum" (Objecte "Núvol").
Galileu va ser el que primer va definir aquest objecte "nebulós" i ho va notificar: "La nebulosa anomenada Praesepe, no és una única estrella, sinó una massa de més de 40 petites estrelles". Va ser probablement vista més tard i parcialment resolta en 1611 per Peiresc , el descobridor de la Nebulosa d'Orió (M42), i vista com un cúmul per Simon Marius en 1612. Charles Messier la va afegir al seu catàleg el 4 de març de 1769.
Amb telescopis grans, s'han confirmat com a membres més de 200 de les 350 estrelles de l'àrea del cúmul (pel seu moviment comú). Algunes són estrelles de primer pla o de fons, i altres no han estat determinades encara.
D'acord a la nova determinació del satèl·lit astromètric Hipparcos de l'ESA, el cúmul està a 577 anys llum de distància (les estimacions prèvies havien estat de 522 anys llum), i la seva edat va ser estimada al voltant dels 730 milions d'anys. Curiosament, tant la seva edat com la direcció del moviment propi de M44 coincideix amb el de Hyades, un altre famós cúmul visible a simple vista i àmpliament conegut, que no obstant això no va ser inclòs en la llista de Messier ni en els catàlegs NGC ni IC, i que actualment se li estima una edat d'uns 790 milions d'anys (s'han donat estimacions grans, per a tots dos cúmuls en cada cas, una edat de 400 i 660 milions d'anys). Probablement aquests dos cúmuls, encara que ara separats per centenars d'anys llum, han tingut un origen comú en una gran difusa nebulosa gasosa que va existir des de fa uns 700 a 800 milions d'anys. Conseqüentment, les poblacions estel·lars també són similars, ambdues contenint gegants vermelles (M44 en té almenys 5) i algunes nanes blanques.
Clic per engrandir. Crèdit. Google, Sky Map
M44 també posseeix una peculiar estrella blava. Entre els seus membres, hi ha la agonitzant binària TX Cancri, la limítrofa estrella pesada Epsilon Cancri i diverses estrelles variables Delta Scuti de magnituds 7-8, en un estat proper posterior al de la seqüència principal. Miri a la nostra llista de les estrelles més brillants de M44 .
El cúmul Praesepe va ser classificat per Trumpler com de classe I,2,r (d'acord a Kenneth Glyn Jones), mentre que en el Sky Catalog 2000 com II,2,m, i com a classe II,2,r per Götz.
Com s'esmenta en la descripció de la nebulosa d'Orió M42, és una mica inusual que Messier afegís el cúmul Praesepe (juntament amb la nebulosa d'Orió M42 / M43 i les Plèiades M45) al seu catàleg, i potser romandrà subjecte a especulació.
Descoberta abans de 1731 per Jean-Jacques Dortous de Mairan.
M43 és en realitat una part de la Gran Nebulosa d'Orió, M42, que està separada de la nebulosa principal per una impressionant i turbulenta faixa fosca. Va ser reportada inicialment per De Mairan el 1731 com "una brillantor que envolta un estel", i qui va pensar que era "molt similar a l'atmosfera del nostre Sol, si fos prou densa i extensa com per a ser visible amb telescopis a una distància similar". Charles Messier la va incloure en el seu dibuix de la Nebulosa d'Orió, i li va assignar un nombre extra de catàleg, M43, el 4 de març de 1769. Més encara, William Herschel la va incloure en la seva llista amb el nombre H III.1, encara que normalment evitava curosament assignar els seus números als objectes Messier. En el seu article de 1811, Herschel afirma que l'havia observat en data tan primerenca com el 4 de març de 1774, i que l'havia catalogat el 3 de novembre de 1783.
La nebulosa difusa M43 envolta la jove i irregular "nebulosa variable" UN Orionis (HD 37061; atenció: és "N" "U" Orionis, i no "Nu Orionis", és a dir, és la designació de dues lletres per a un estel variable, no la lletra grega) de magnitud 6,5-7,6 i tipus espectral BIV. Sembla ser que M43 és excitada fins brillar a causa d'aquesta estrella, i conté el seu propi i separat petit cúmul d'estrelles que s'ha format en aquesta part de la Nebulosa d'Orió.
Els trets foscos al llarg de la vora oriental són ben visibles en telescopis d'unes 8 polzades i més. La nebulosa en si mateixa és una bella vista encara amb un 4 polzades. Alister Ling, en la seva recent ressenya sobre l'observació amb filtres de la Nebulosa d'Orió (Astronomy, número de desembre de 1995), esmenta la forma de "coma" d'aquesta nebulosa.
La imatge que encapçala la entrada va ser obtinguda per David Malin amb el Telescopi Anglo-Australià de 3,9 metres.
El Sol és una esfera de gas composta principalment per hidrogen. Al nucli, la temperatura és molt alta, 15 milions de graus. Si de mitjana, el Sol és només el doble de dens que l’aigua, el seu nucli és deu vegades més dens que el plom.
En aquestes condicions, el nucli del Sol és un reactor nuclear colossal, en el que el nucli d’hidrogen es fon en una reacció en cadena contínua produint nuclis d’ heli, amb el que es produeix una lleugera pèrdua de massa. Aquesta perdua es converteix en energia: la meitat en forma de llum, l'altra meitat en forma de partícules anomenades neutrins.
El Sol es troba doncs en una activitat perpètua. Allotja al seu cor una reacció termonuclear que allibera llum i un vent solar que després impacta amb el nostre planeta. De vegades és l'escenari de poderoses erupcions, vegeu el següent vídeo.
El 17 d'abril de 2016, una regió activa al costat dret del sol va emetre una flamarada solar de nivell mitjà, captada aquí per l'Observatori de Dinàmica Solar (SDO) de la NASA. Aquesta erupció solar va causar apagades moderades de ràdio, segons el Centre de Predicció del Clima Espacial del NOAA. Els científics estudien les regions actives, que són àrees de magnetisme intens, per comprendre millor per què de vegades esclaten amb tals erupcions. Aquest vídeo va ser capturat en diverses longituds d'ona de llum ultraviolada extrema, un tipus de llum que és invisible als nostres ulls, però que està codificada per colors en imatges SDO per facilitar-ne la seva visualització. Imatge: Goddard Space Flight Center/SDO/Genna Duberstein de la NASA. La música és Collide by Greg Lehrman al catàleg de KillerTracks.
El Sol: una font inesgotable d’energia
Cada segon, la nostra estrella transforma 4 milions de tones de la seva massa en energia radioactiva, que ha de creuar les capes del Sol per arribar a la superfície i convertir-se en llum. Una superfície solar de la mida d'un segell postal té la brillantor de 1.500.000 espelmes.
Aquest procés ha permès que la nostra estrella brilli durant 4.500 milions d’anys i no hem de tenir por que esgotin el seu combustible en un futur proper: les seves reserves l'haurien de permetre brillar durant quatre o cinc mil milions d’anys més.
Erupcions solars. Clic a la imatge per engrandir.
La llum alliberada al centre del Sol triga almenys 100.000 anys a recórrer els 700.000 quilòmetres que el separen de la superfície, perquè la llum interacciona constantment amb les partícules carregades –protons, electrons– de l’interior solar. A partir d’aquí, només triga 8 minuts i 20 segons a arribar a la Terra. En canvi, els neutrins, la propietat característica dels quals és insensible a les forces electromagnètiques, creuen el Sol en poc més de dos segons. Un detector de neutrins solars "veu" directament el cor del Sol i gairebé a l'instant.
La "música del sol", una partitura molt complicada
A més, l’interior del Sol s’agita constantment: les bombolles de gas neixen a 200.000 quilòmetres de profunditat i pugen a la superfície; quan esclaten, és com escoltar la sortida de l'aire pels tubs dels òrgans. La nostra estrella ressona com un instrument musical però en un registre extremadament greu, inaudible a l’oïda humana perquè la seva vibració principal es repeteix només cada cinc minuts. Analitzar la "música del Sol" és com desxifrar una partitura molt complicada amb milions de notes. Per això, hem de vigilar el Sol contínuament. La sismologia solar, que estudia les vibracions del Sol , és una disciplina creixent. Permet conèixer millor l’interior del Sol, mentre que la seva llum ens permet veure només la seva superfície.
Veure més entrades, fins al moment, al blog sobre el Sol, fent un clic aquí.
Accedir l'índex del blog sobre el dossier "10 preguntes essencials sobre l'Univers" fent un clic aquí.
Nebulosa possiblement descoberta el 1610 per Nicholas-Claude Fabri de Peiresc. Trobada independentment per Johann Baptist Cysatus el 1611. Cúmul de Trapezi anomenat com a estrella múltiple per Galileu Galilei el 1617.
Situada a uns 1.600 (o potser 1.500) anys llum, la Nebulosa d'Orió és la nebulosa difusa del cel més visible a ull nu, i digna de ser vista en telescopis de qualsevol grandària, des dels prismàtics més petits fins als més grans observatoris amb base a Terra i el Telescopi Espacial Hubble. En si mateixa la Nebulosa d'Orió és un objecte molt gran, estenent-se per uns 66x60 minuts d'arc, cobrint així quatre vegades l'àrea de la Lluna plena. Això es correspon a un diàmetre lineal d'uns 30 anys llum.
M42 és la porció principal d'un núvol molt més gran de gas i pols que s'estén per més de 10 graus cobrint més de la meitat de la constel·lació d'Orió. L'extensió lineal d'aquest núvol gegantí és de diversos centenars d'anys llum. Pot ser visualitzada amb fotografies d'exposició llarga (vegeu, per exemple, a Burnham) i conté, a més de la nebulosa d'Orió prop del seu centre, els següents objectes, molts d'ells famosos per si mateixos: el Rintxol de Barnard, la regió de la nebulosa Cap de Cavall (que també conté a Orión B o NGC 2024), i la nebulosa de reflexió al voltant de M78. Molt impressionant en les fotografies profundes en llum visible, el Núvol d'Orió és particularment magnífic a la llum infraroja.
També és un dels objectes més brillants del cel profund, ben visible a simple vista, de manera que l'autor d'aquest article es pregunta per què la seva naturalesa ennuvolada no va ser documentada aparentment abans de 1610, quan Nicholas-Claude Fabri de Peiresc (1580- 1637), un advocat francès, va dirigir el seu telescopi a aquesta regió del cel (encara que Ptolomeu, així com més tard Tycho Brahe i Johann Bayer havien catalogat les estrelles més brillants dins d'ella com un sol estel brillant -aquest últim la va catalogar com Theta Orionis- i Galileu havia detectat un nombre d'estrelles poc lluminoses quan va observar aquesta regió amb el seu telescopi abans del 1610). Va ser redescoberta independentment el 1611 per l'astrònom jesuïta Johann Baptist Cysatus (1588-1657) de Lucerna, qui la va comparar amb un cometa que havia observat aquell mateix any. El primer dibuix conegut de la nebulosa d'Orió va ser creat per Giovanni Batista Hodierna. Aparentment, tots aquests descobriments es van perdre per algun temps, de manera que finalment va ser Christian Huygens qui va rebre principalment el crèdit del seu redescobriment el 1656, o per Charles Messier, entre d'altres, que la va agregar al seu catàleg el 4 de març de 1679.
El primer dibuix conegut de la Nebulosa d'Orió, creat per Giovanni Batista Hodierna anterior al 1654 des de Palma di Montechiaro, Sicília (Hodierna 1654).
Les tres estrelles mostrades dins de la nebulosa són probablement Theta1, Theta2 A, i Theta2 B Orionis. Probablement no són les tres estrelles més brillants del Trapezi, com Seriós et.al. (1985) han proposat, en primer lloc perquè les estrelles representades coincideixen millor amb la ubicació de les que figuren a la llista, i en segon lloc perquè els instruments d'Hodierna difícilment podrien haver resolt el Trapezi, que probablement el va veure com una estrella, Theta1.
Com els dibuixos de la Nebulosa d'Orió que coneixia representaven tan pobrament la impressió de Messier, va crear un fi dibuix d'aquest objecte, als efectes "d'ajudar a reconèixer-lo de nou, en la presumpció que aquest objecte no canviï amb el temps (com afirma Messier en la introducció al seu catàleg).
Des de llavors, aquest magnífic objecte continuar influenciant als astrònoms. Va ser la primera observació del cel profund realitzada per William Herschel amb un telescopi reflector de 6 peus construït per ell mateix el 1774. Al 1789, amb algun toc profètic, va descriure les seves observacions realitzades amb el seu telescopi FL de 48 polzades d'obertura i 40 peus, com 'una furiosa boira sense formes, el material caòtic de futurs sols'.
La naturalesa gasosa de la Nebulosa d'Orió va ser revelada el 1865 per William Huggins amb l'ajuda de l'espectroscòpia. El setembre 1880, M42 va ser la primera nebulosa en ser fotografiada amb èxit, per Henry Draper.La nebulosa, en el seu límit nord, està dividida per una cridanera faixa fosca, ben visible en la fotografia que encapçala aquesta entrada. Aquesta imatge va ser obtinguda per David Malin de l'Observatori Anglo-Australià (AAO).
La petita porció nord-est va ser reportada primerament per De Mairan, i va rebre de Charles Messier un nombre extra, M43. En el mateix veïnat, cap al nord, trobem també una nebulosa de reflexió menys lluminosa, que reflecteix parcialment la llum de la Gran Nebulosa. No van resultar prou notables per a Charles Messier, però més tard les va catalogar amb els números NGC 1973.05.07. Aquí tenim una col·lecció de imatges de M42, M43 , i més imatges de M42, M43 i NGC 1973.05.07.
En si mateixa, M42 és aparentment un núvol molt turbulent de gas i pols, plena de detalls interessants, que Charles Robert O'Dell compara amb la rica topografia del Gran Canó a la llegenda de la seva fotografia HST (Hubble Space Telescope = Telescopi Espacial Hubble). Els trets més notables van obtenir noms propis donats per diversos observadors: la nebulosa fosca que forma la faixa que separa M43 de la nebulosa principal s'estén fins ben endins de l'última, formant un tret al que comunament se'l coneix com "la Boca del peix ". Les regions brillants a banda i banda són anomenades "ales", mentre que al final de la Boca del Peix hi ha un cúmul d'estrelles recentment formades, anomenat "cúmul del Trapezi". L'extensió de les ales cap a l'est-sud (a baix a l'esquerra en la nostra imatge) és anomenada "l'Espasa", la nebulositat brillant sota del Trapezi és "l'Estocada" i l'extensió menys lluminosa es diu "la Vela".
Clic per engrandir. Crèdit Wikipedia
El cúmul del Trapezi es compta entre els més joves coneguts de la seva classe, amb noves estrelles que continuen formant-se en aquesta regió. El cúmul va ser inicialment descrit el 1617 per Galileu, i descrit per primera vegada per Christian Huygens en 1656 quan va redescobrir independentment la Nebulosa d'Orió. Sovint, aquestes tres primeres estrelles són etiquetades com "A", "B" i "C". En aquesta època, va ser aparentment la segona estrella múltiple reconeguda (després de Mizar a Ursa Major, que havia estat reconeguda com una estrella doble el 1650). La quarta estrella del Trapezi "D", va ser trobada inicialment per Abbe Jean Picard el 1673 (segons De Mairan), i independentment per Huygens el 1684. La cinquena estrella del cúmul "I", va ser descoberta per Friedrich Georg Wilhelm Struve el 1826 amb un telescopi refractor de 9,5 polzades a Dorpat; la sisena "F", per John Herschel el 13 de febrer de 1830; la setena "G", per Alvan Clark el 1888 quan provava el seu refractor de 36 polzades a l'Observatori Lick, i la vuitena "H", per EE Barnard el 1888 amb el mateix telescopi. Més tard, Barnard va descobrir que "H" era doble, amb components de 16ª magnitud. Avui dia sabem que les estrelles "A" i "B" són les dues binàries eclipsants del tipus Algol: "A" varia entre les magnituds 6,73 i 7,53 amb un període de 65,4325 dies, mentre que "B" varia entre les magnituds 7,95 i 8,52 en 6,4705 dies.
La Nebulosa d'Orió és un dels més gratificants i fàcils objectes per als fotògrafs astronòmics aficionats.
Les últimes dècades d'investigació sobre la Nebulosa d'Orió han revelat que la nebulosa visible, M42, una bombolla de gas lluminós foto-ionitzat i calent, al voltant de les calentes estrelles del Trapezi, és tot just una prima capa sobre la superfície d'un molt més gran núvol de matèria més densa, el núvol Molecular d'Orió (OMC 1 = Orion Molecular Cloud 1). Per casualitat veiem aquesta estructura gairebé de front. La idea per a aquest model prové originalment de Munch (1958) i Wurm (1961), i va ser desenvolupada totalment per diversos autors cap a 1973-1974 (Zuckerman 1973; Balick et.al. 1974), recolzats promptament per l'evidència, i encara segueix sent estudiada en detall, per exemple O'Dell (2001) en una revisió recent, i per referències citades al respecte. El VisLab del Centre de Supercomputació de San Diego (SDSC) ha creat una visualització tridimensional de la Nebulosa d'Orió basada en aquest model.
La Nebulosa d'Orió ha estat, ja des d'èpoques anteriors a la seva restauració, un blanc preferit per al Telescopi Espacial Hubble. Un gran descobriment va ser el dels discos protoplanetaris, els així anomenats "proplyds" (contracció en anglès de disc protoplanetari ionitzat) en les imatges del HST (aquestes imatges van ser utilitzades per a una simulació de l'aproximació a una protoestrella). Unes imatges de novembre de 1995 del Hubble han revelat més detalls sobre el complicat procés que està tenint lloc en aquesta "fàbrica estel·lar". Les investigacions del Hubble de gener de 1997 han mostrat interaccions interessants entre les joves estrelles del cúmul del Trapezi amb els discos protoplanetaris: la seva violenta radiació tendeix a destruir els discos, de manera que les estrelles de poca massa que es formen aquí perden el material necessari per formar sistemes planetaris.
Clic per engrandir. "Proplyds" a Orió. Crèdit Hubble. NASA.
Una excel·lent ressenya de l'astrofísica de la Nebulosa d'Orió va ser proporcionada el 2003 amb la supèrba monografia de Charles Robert O'Dell, (O'Dell 2003) que resumeix el coneixement d'aquests moments, incloent la investigació del HST.
La Nebulosa d'Orió és molt fàcil de trobar, ja que envolta el cúmul de Theta Orionis, vist a simple vista com l'Espasa d'Orió. En condicions força bones, la nebulosa mateixa pot ser albirada a simple vista com una tènue nebulositat al voltant d'aquest estel.
Resulta una mica inusual que la Nebulosa d'Orió hagi trobat el seu camí cap a la llista de Messier juntament amb els cúmuls d'estrelles brillants Praesepe M44 i les Plèiades M45. Normalment, Charles Messier incloïa únicament els objectes més tènues que podien ser fàcilment confosos amb cometes. Però en aquesta nit del 4 de març de 1769, va determinar les posicions d'aquests ben coneguts objectes, (per dir-ho amb les paraules d'Owen Gingerich) "agregant evidentment aquests com el sucre al pastís" per portar la llista fins al número 45, per a la seva primera publicació a les "Memoires de l'Academie" de 1771 (publicades el 1774). Es pot especular la raó d'haver preferit una llista de 45 entrades sobre una de 41; una raó possible és que desitgés superar el catàleg d'objectes australs de Lacaille de 1755, que tenia 42 entrades. Messier va mesurar una posició extra per la més petita porció nord-est, reportada prèviament per De Mairan, la que per tant, té el nombre extra de Messier M43.
* kal: quiloany llum, és un miler d'anys llum, o 307 parsecs. Els quiloanys llum es fan servir normalment per mesurar distàncies entre parts d'una galàxia.
Per què la nit és negra? Què passarà quan el Sol morirà? Per què diem que som pols d'estrelles? Per què els planetes són rodons? Un forat negre serà capaç de xuclar-nos? Descobreix les respostes de l’astrofísic Jean-Pierre Luminet a 10 preguntes essencials sobre l’Univers.
Clic a la imatge per engrandir
Davant de l’Univers, tots som nens. El màxim divulgador del nostre temps en astrofísica, Jean-Pierre Luminet, ens permetrà conèixer més sobre el Sistema Solar, les estrelles, el Big Bang, la vida a l’Univers, etc...
Inaugurem un dossier de 12 capítols a on anirem responen de mica en mica als dubtes que puguem tenir, o descobrir qüestions que potser no ens hem arribat a plantejar mai.
La comprensió del nostre Univers fascina tant com ens intriga. Si al llarg dels segles els homes han buscat millorar el seu coneixement del nostre planeta, del nostre sistema solar o de la nostra galàxia, encara queden molts mons per explorar. Tot i això, conèixer el món que ens envolta és saber més sobre els nostres orígens. Sol, galàxies, forats negres: aquests objectes astronòmics revelen cada dia una mica més les seves sorpreses.
Jean-Pierre Luminet va aconseguir posar ordre en tots aquests espais intergalàctics i, després de l'exploració, va retornar cent respostes lluminoses. Tot abordant els punts clau, ens introdueix, en aquest fitxer, nocions que fascinen la seva professió. Comencem el viatge, seguiu la guia ...
Qui és en Jean-Pierre Luminet?
"Els descobriments científics, fins i tot aquells que semblen els més avançats i difícils d'entendre, no tenen sentit fora del seu context cultural. Els conceptes i les paraules rellevants de la ciència estan expressats tard o d’hora per expressar-se en conceptes i paraules que tinguin sentit per al públic educat i encaixar en un panorama general del món. Futura-Sciences treballa admirable per a aquesta noble empresa. Fent sentir l’emoció del coneixement considerat fred, Futura-Sciences obre les portes a la sorpresa, la curiositat, la meravella". Jean-Pierre Luminet, Astrofísic, Laboratori d’astrofísica de Marsella.
Nascut el 1951, Jean-Pierre Luminet és director d’investigació del CNRS, astrofísic a l’Observatoire de Marsella i a l’observatori de Paris-Meudon, un especialista de renom mundial pel seu treball sobre cosmologia i gravitació relativista.
Els seus resultats científics més importants concerneixen els forats negres i la cosmologia, especialment els seus famosos models "d'univers arrugat" en què la forma complexa de l'espai genera imatges fantasmes.
La comunitat astronòmica va retre un homenatge al seu treball científic donant el nom de "Luminet" al petit planeta núm. 5523, descobert el 1991 a l'Observatori del Mont Palomar.
Membre de diverses acadèmies i societats erudites, ha guanyat nombrosos premis, entre ells el Premi Internacional Georges Lemaître de 1999 pel seu treball de recerca i el Premi Europeu de Comunicació Científica del 2007.
També és oficial de les Arts i les Lletres. A les seves activitats com a científic de renom, s’hi afegeixen les d’un autor, que a la vegada és poeta, assagista, novel·lista i guionista, en una obra canviant en què es relacionen ciència, història, música i art. Ha publicat una quinzena d’assaigs, set novel·les de ciència ficció i nou col·leccions de poemes, traduïts a una desena d’idiomes, així com CD, DVD i documentals per a televisió.
Apassionat de la relació entre la ciència i l'art, ha col·laborat durant molts anys amb diversos artistes en el disseny d’obres inspirades en descobriments científics i ha presentat les seves obres gràfiques en diverses exposicions internacionals.
Podeu accedir a la seva bibliografia fent un clic aquí
Cada minut, Alopeke registra 1.000 exposicions de 60 mil·lisegons
cadascuna. Què, després d’un tractament matemàtic, s'obtenen imatges
lliures dels efectes nocius de les turbulències atmosfèriques. Una
tècnica proposada per l’astrònom francès Antoine Labeyrie als anys 70.
L’observatori Gemini South està equipat amb un instrument similar,
anomenat "Zorro".
